🪐 Transit exoplanétaire — Détecter des planètes via les courbes de lumière

L'assombrissement centre-bord signifie que le disque d'une étoile paraît plus lumineux en son centre qu'à proximité de son bord, car nous voyons là des couches plus profondes et plus chaudes. Un disque uniforme donnerait un transit à fond plat, mais l'assombrissement centre-bord arrondit et courbe le bas de la courbe de lumière. Le curseur u définit l'intensité de cet effet dans le modèle linéaire utilisé ici.

Le paramètre d'impact b est la distance projetée minimale entre la trajectoire de la planète et le centre de l'étoile, mesurée en rayons stellaires. Il dépend de l'inclinaison : une orbite vue par la tranche (90 degrés) donne un b proche de zéro et un transit central, tandis qu'un b plus élevé produit un transit plus court, moins profond et plus rasant. Au-dessus de b = 1 + Rₚ/R★, aucun transit ne se produit.

Elle capture bien la géométrie réelle : la profondeur d'occultation provient de la surface analytique de chevauchement de deux cercles, et un facteur d'assombrissement centre-bord linéaire est appliqué. C'est cependant une simplification à but pédagogique. L'orbite est traitée comme circulaire, la période utilise une forme réduite de la troisième loi de Kepler, et le modèle ne représente ni le bruit stellaire, ni l'excentricité, ni les lois d'assombrissement centre-bord non linéaires complètes utilisées en ajustement professionnel.

Pour un transit central, la durée est proportionnelle au temps que met la planète à traverser le diamètre stellaire, donc des orbites plus larges et des planètes plus lentes donnent des transits plus longs. La simulation estime la durée à partir de la longueur de corde fixée par le paramètre d'impact et la géométrie orbitale, puis la convertit en heures à l'aide de la période réduite. Les transits rasants sont nettement plus courts.

Un transit ne se produit que si le plan orbital de la planète est suffisamment aligné avec notre ligne de visée pour qu'elle traverse le disque stellaire. C'est pourquoi le curseur d'inclinaison est limité entre 70 et 90 degrés. La plupart des systèmes planétaires orientés aléatoirement ne transitent jamais depuis notre point de vue, ce qui explique pourquoi les campagnes de transits surveillent d'énormes nombres d'étoiles.

La profondeur du transit donne le rayon de la planète mais pas sa masse, donc la densité et la composition restent inconnues à partir des transits seuls. Pour obtenir la masse, les astronomes combinent les transits avec la méthode des vitesses radiales, qui mesure l'oscillation Doppler de l'étoile. Ensemble, les deux méthodes donnent le rayon, la masse, et donc la densité globale, distinguant les mondes rocheux des géantes gazeuses.

Oui. Les boutons de préréglage chargent des ensembles de paramètres se rapprochant d'une planète de type Terre, d'un Jupiter chaud, d'un mini-Neptune, d'un transit rasant, et de Kepler-7b, un Jupiter chaud gonflé. En sélectionner un met à jour les curseurs et redessine la courbe de lumière afin que vous puissiez comparer comment différentes tailles de planètes, orbites et inclinaisons modifient la profondeur et la forme du signal.