Pourquoi, pour des planètes de la taille de la Terre, parle-t-on de parties par million ?

Pour une étoile de type solaire, (R_⊕/R_☉)² est de l’ordre de 10⁻⁴, donc la profondeur du transit vaut environ 100 parties par million — avant même le bruit et la variabilité de l’étoile.

Le transit permet-il de déterminer la masse de la planète ?

À lui seul, non — les transits donnent le rayon et la période (si la masse de l’étoile est connue). Pour la masse, il faut en général les vitesses radiales ou les variations des instants de transit.

Transit d’une exoplanète (courbe de lumière)

La planète recouvre un disque stellaire uniforme : profondeur ~ (R_p/R_*)² ; la forme dépend du paramètre d’impact b et de la période.

Graphiques

À propos du modèle

Le transit d’une exoplanète : la planète passe devant le disque de l’étoile et en masque temporairement une partie de la lumière. Si le disque est uniformément brillant, le flux occulté vaut l’aire de recouvrement de deux disques, divisée par πR_*². Avec ρ² = b² + (vt)², où b est le paramètre d’impact en unités de rayon stellaire, les durées d’entrée et de sortie s’allongent pour les géométries rasantes. L’assombrissement centre-bord, les taches, la lumière mélangée d’étoiles voisines et les systématiques instrumentales ne sont pas pris en compte.

Public : Méthodes de détection des exoplanètes ; à relier aux vitesses radiales et à la parallaxe.

Notions clés

transit d’une exoplanète
courbe de lumière
paramètre d’impact
profondeur du transit
période orbitale
rapport des rayons

Comment ça marche

Lorsque la planète passe devant l’étoile, le flux observé chute de la fraction du disque stellaire occultée par la planète. Pour un disque de brillance uniforme, au centre ΔF/F ≈ (R_p/R_*)². Les transits rasants (paramètre d’impact b proche de 1) ont une entrée et une sortie plus longues et une profondeur plus faible. L’intervalle entre transits donne la période orbitale ; profondeur et durée, avec le rayon de l’étoile, contraignent la taille et l’inclinaison. Les courbes réelles tiennent compte de l’assombrissement centre-bord, des taches et du bruit.

Formules

F/F₀ = 1 − A_overlap(ρ) / (πR_*²) · ρ = √(b² + (vt)²)

Au centre : ΔF/F ≈ (R_p/R_*)²

Questions fréquentes

Pourquoi, pour des planètes de la taille de la Terre, parle-t-on de parties par million ?: Pour une étoile de type solaire, (R_⊕/R_☉)² est de l’ordre de 10⁻⁴, donc la profondeur du transit vaut environ 100 parties par million — avant même le bruit et la variabilité de l’étoile.
Le transit permet-il de déterminer la masse de la planète ?: À lui seul, non — les transits donnent le rayon et la période (si la masse de l’étoile est connue). Pour la masse, il faut en général les vitesses radiales ou les variations des instants de transit.

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