L'OBSERVATION D'EXOPLANETES
PAR LA METHODE DES VITESSES RADIALES
Les cas HD189733 b, HD
195019 b, 51 Peg b et tau Bootis b
EXTRASOLAR
PLANET OBSERVATIONS
BY RADIAL VELOCITY METHOD
The
situation of HD189733 b, HD
195019 b, 51 Peg b and tau Bootis b
Cette page présente un compte rendu d'observation de 4 exoplanètes déjà découvertes par la communauté professionnelle, mais dans les cas HD189733b, HD195019b et 51 Peg b, pour la première fois observée avec la technique des vitesses radiales par des astronomes non professionnels. A cette liste s'ajoute la planète extrasolaire de l'étoile Tau Bootis, découverte par P. Butler and G. Marcy en 1997, et déja été détectée par des amateurs (Thomas Kaye & all, 1996).
L'observation de Tau Bootis b a aussi fait l'objet d'un compte rendu séparé, consultable ici. On y décrit le principe de détection employé, qui n'est que brièvement rappelé ici. Les résultats pour HD189733, HD195019 et 51 Peg sont en revanche originaux.
Le spectrographe utilisé est le modèle eShel, commercialisé par la société Shelyak. Il s'agit d'un spectrographe échelle ayant un pouvoir de résolution de R=11000, pouvant capturer l'ensemble d'un spectre stellaire de 430 à 700 nm en 20 ordres. Pour une revue de quelques-unes des possibilités de ce spectrographe, cliquer ici.
Pour cette observation de planètes extrasolaires, seule la partie du spectre comprise entre 440 et 640 nanomètres a été conservée afin de tenter de réduire les erreurs de mesures causées par les éventuelles variations temporelles des principales raies telluriques. L'ensemble des logiciels nécessaire à la réduction des données et à l'analyse (prétraitement, calcul de la vitesse radiale par corrélation, périodogramme) on été écrits spécialement pour cette observation en langage C#.
Une lampe thorium-argon est employée pour l'étalonnage spectral. Des lampes tungstène et LED servent par ailleurs à trouver la fonction de blaze et la position des ordres dans le spectre échelle.
Le télescope et le spectrographe sont reliés par une fibre optique de 50 microns de diamètre et de 15 mètres de long. Une caméra vidéo Watek 120N sert à l'autoguidage via le logiciel Audela. La caméra principale du spectrographe est un modèle QSI532 (CCD Kodak KAF-3200ME) piloté, elle aussi par le logiciel Audela.
Il a fallu surmonter deux difficultés importantes :- Les observations ont été faites depuis deux sites, l'un à Castanet-Tolosan, observatoire de plaine et semi-urbain, proche de la ville de Toulouse, l'autre au Pic du Midi, en employant le T60 de cet observatoire de haute montage (2870 mètres d'altitude). Le même spectrographe a été utilisé en ces deux lieux (4 séjours distincts), si bien que l'ensemble instrumental a subi plusieurs aller-retour. C'est évidemment un handicap lorsqu'on cherche à mesurer des modifications des spectres correspondants à des déplacements spectraux très inférieurs au 1/10 de pixels. Aussi, simultanément aux 4 étoiles du programme entourées d'exoplanètes, nous avons donc été amener à observer très régulièrement un standard de vitesse radiale, HD182572, dont le spectre est réputé très stable dans le temps. Ces observations de HD182572 ont permis de raccorder les vitesses radiales constatées entre les sessions d'observation (2 sessions à Castanet, 2 sessions, sauf pour Tau Boo). Des décalages en vitesse radiale de l'ordre de 50 à 120 mètres ont pu être constatés entre les sessions. Le décalage moyen est considéré comme une constante pour une session donnée et a servi à corriger les vitesses observées sur les étoiles à exoplanètes HD189733, HD195019, 51 Pegasus et Tau Bootis.
- Il est techniquement impossible avec le spectrographe eShel d'acquérir simultanément le spectre de l'étoile et celui de la lampe thorium-argon. Pour réduire le plus possible l'effet des dérives instrumentales, une stratégie d'observation en alternance de l'étoile et de la lampe est adoptée. Voici le dérouler pour arriver à mettre un seul point dans les courbes de mesures à suivre :
Exposition ThorAr #1 (pose de 30s)
Exposition Etoile
#1
(pose de 600 s)
Exposition ThorAr #2 (pose de 30s)
Exposition Etoile
#2
(pose de 600 s)
Exposition ThorAr #3 (pose de 30s)
Exposition Etoile
#3 (pose
de 600
s)
Exposition ThorAr #4 (pose de 30s)
Les 4 spectres ThorAr, d'une part, et les 3 spectres stellaires sont moyennés (avec réjection des rayons cosmiques éventuels). Ces données réduites servent à réaliser la mesure "A" de vitesse radiale.
La même séquence est répétée 2 autres fois, pour donner les mesures de vitesse indépendantes "B" et "C".
La mesure finale est calculée en faisant (A + B + C) / 3.
Il faut être conscient que chaque point de mesure représente plus 1h30m d'observation.
Les mesures de vitesses radiales se sont déroulées entre mars 2009 et aout 2009. Les observations à Castanet-Tolosan ont été réalisée par Christian Buil, et celles au Pic du Midi par Christian Buil, Valérie Desnoux, Michel Pujol et Olivier Thizy. Un grand merci au comité des programmes du télescope de 60 cm de nous avoir octroyer du temps de télescope pour cette étude ainsi qu'à l'équipe technique de l'Association T60 qui nous a permis de disposer un télescope performant et opérationnel.
This web page is a summary of the observation of four exoplanets already discovered by professional community. In the case of HD189733-b, HD195019-b and 51 Peg-b, this is the first Radial Velocity observation by amateur astronomers using a commercial echelle spectrograph. In addition, tau Bootis-b has also been observed but was already detected by amateurs using a home built spectrograph (see Thomas Kaye & all, 1996).
Results on tau Bootis-b have been previously published on this web; check out tau Boo-b results. We describe there the general principle of the method to detect exoplanet, which are briefly described here. Results on HD189733-b, HD195019-b et 51 Peg-b are genuine.
Spectrograph used is an off-the-shelf eShel model which is commercially available from Shelyak Instruments. It is an optical fibre fed echelle spectrograph with a resolution power of R=11000, covering spectral domain 430nm-700nm in 20 orders. For a more detailed review of this spectrograph and some other applications, check our eShel review.
For this work on exoplanets, only the spectral domain 440nm-640nm has been used to minimize the impact of telluric lines temporal evolution (absorption lines from our Earth atmosphere). All software used for this specific project (preprocessing, Radial Velocity calculation, periodigram...) have been specially writen in C# language.
A Thorium-Argon lamp is provided with the eShel spectrograph and has been used for wavelength calibration. Tungsten and LED have been used for the blaze function and to get the geometry of each echelle orders.
Telescope and spectrograph are linked by a 50 microns (core diameter) optical fibre (15 meters long). A Watec 120N video camera has been used for autoguiding using Audela software. Main camera on the spectrograph to capture spectra is a QSI532 (CCD Kodak KAF-3200ME) also managed by Audela software.
We had to overcome two major difficulties :
- Observations have been done in two different sites: one in Castanet-Tolosan, suburban observatory close to a large City (Toulouse -France) and the second one in Pic du Midi with a larger 24inch telescope in high elevation (10000ft high). The same spectrograph has been used in both locations in four different observing sessions. The instrument has been transported; this led to instrumental changes with impact the measures which are well below 1/10th of a pixel size. This is why HD182572 has also been measured as a reference star whose spectrum is known to be stable over time. Those reference Radial Velocities measures allowed to merge together data points from different observing sessions. Difference around 50m/s to 120m/s have been found between the four sessions and have been used as offset for the measured RV on exoplanet's stars HD189733, HD195019, 51 Pegasus et tau Bootis.
- It is technocally not possible to acquire at the same time star spectrum and a reference Thorium-Argon spectrum as in Sophie or Harps spectrographs. To reduce instrumental shift during the exposure of one spectrum, we used the following acquisition strategy to get one data point :
Exposition Thorium-Argon #1 (30s exposure)
Exposition star
#1
(600s exposure)
Exposition Thorium-Argon #2 (30s exposure)
Exposition Star
#2
(600s exposure)
Exposition Thorium-Argon #3 (30s exposure)
Exposition Star #3
(600s exposure)
Exposition Thorium-Argon #3 (30s exposure)
The four Thorium-Argon spectra are averaged. the three Star spectra are averaged (with cosmic rejection). This provides a radial velocity measure "A". The same sequence is repeated two other times to get measures "B" and "C" (so the star alone is exposed in total 3*3*600s=90minutes).
Final RV measure is calculated as (A + B + C) / 3.
One data point is taking more than 1h30m of observing time and during summer night, we have been limited to 4 stars total.
Radial Velocities have been measured between March and August 2009. Castanet-Tolosan observations have been done by christian Buil. Pic du Midi observations have been done by Christian Buil, Valérie Desnoux, Michel Pujol et Olivier Thizy. A big Thank You to the T60 (24inch telescope) program committee for allowing us time for this study as well as the technical team from Association T60 for providing a powerful and operational telescope.
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En haut à gauche, le télescope
de 28 cm de l'observatoire de Castanet-Tolosan (proche de Toulouse).
En
haut à droite, le coupole du télescope de 60 cm de l'observatoire du Pic du
Midi.
En bas à gauche, la bonnette fibre optique
au foyer Newton du T60.
En bas à droite, le spectrographe eShel dans
le laboratoire du T60 (cliquer sur l'image pour agrandir).
Top left: The
11inch telescope from Castanet-Tolosan (close to Toulouse city).
Top right: The dome for the 24inch telecope at Pic du Midi.
Bottom left: Fibre injection & guiding unit in f/3.5 prime focus of the 24inch telescope.
Bottom right: The
eShel spectrograph inside the 24inch telescope control room (click to enlarge).
De
gauche à droite, le télescope de 60 cm, Olivier Thizy, Michel Pujol, Valérie
Desnoux, Christian Buil. Photo V. Desnoux.
Left ot right: the 24inch telescope, Olivier Thizy, Michel Pujol, Valérie
Desnoux, Christian Buil. Photo V. Desnoux.
L'observation
de HD189733 b
Observation
of HD189733 b
Le
Champ de l'étoile HD189733 photographié avec un téléobjectif de 200 mm
de focale et un Canon EOS 5D Mark II depuis le Pic du Midi. Le nord est en haut.
The field for HD189733 taken with a 200mm focal lens and a Canon EOS 5D Mark II from Pic du Midi site. North is Up.
HD189733 est une étoile de magnitude V=7.7, située aux coordonnées (2000), AD=20h00.7m, DEC=22°43'. La planète extrasolaire de HD189733 a été découverte par F. Bouchy & all en 2005.
HD189733 is a V=7.7 star (J2000: AD=20h00.7m, DEC=22°43'). The extrasolar planet around HD189733 has been discovered by F. Bouchy & all in 2005.
Journal des observations et mesures
de HD189733 :
Observing log & results for HD189733:
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JD - 2450000 |
Radial velocity (km/s) |
Observatory |
|
5005.444 |
-2.539 |
Pic
du Midi Pic du Midi Pic du Midi Pic
du Midi Pic
du Midi |
En
rouge l'éphéméride de HD189733 calculée avec les paramètres actuellement admis
pour ce système :
P = 2.218573 jours (pédiode orbitale), K = 0,205 km/s
(semi-ampitude vitesse radiale),
RV = -2.36 km/s (vitesse radiale moyenne),
J0 = 2455019.88 (jour Julien amplitude max).
Les mesures de vitesse radiale
de cette présente étude sont figurées avec des points noirs.
In red the ephemeris for HD189733-b with catalog parameters: P = 2.218573 days (orbital period),
K = 0,205 km/s
(Radial Velocity
half-amplitude), RV = -2.36 km/s (average Radial Velocity),
J0 = 2455019.88 (max amplitude julian day).
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Left: periodogram (Lomb-Scargle algorythm) calculated from our data points for HD189733. Two periods pop up with almost the same intensity: 1.810 days and 2.223 days. Additional observations would be required to decide between the two but P=2.223 days is very close (0.2%) to the catalog period of 2.219 days and is the sign of the exoplanet. The 1.810 days peak period is a problable 1 days alias of the 2.219 days exact period of HD189733 exoplanet. The alias period is given by 1/P_alias = 1/P_obs - 1/P_orb. We find P_alias=1.820 days with P_obs=1 days (because the star is always observed nearly at the same time in the night) and P_orb=2.219 days. Right: red curve is the ephemeris curve from catalog orbital parameters while the blue curve is the one calculated from our periodigram with K=199m/s (Vs K=205m/s in catalog). Phases are matching very well with J0=2455006.53.
This match between catalog and our own observations allow us to announce the positive detection of extrasolar planet HD189733-b. |
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Final phase curve for HD189733 with all our observations. Red curve is the RV graph using catalog orbital parameters. Error bar is 75m/s. The sinusoidal RV curve is obvious and this is a great success considering the V=7.7 magnitude of the star ! |
En parallèle de l'observation par la méthode des vitesses radiale, la planète HD189733 b a été détectée le 19 juillet 2009 par la méthode photométrique à l'occasion de son passage devant son étoile. L'observation a été réalisée depuis une terrasse de l'observatoire du Pic du Midi avec un équipement très basique en regard de la discrète baisse d'éclat de lumière de l'étoile au moment du transit. Le télescope se résume à un téléobjectif Canon de 400 mm de distance focale ouvert à f/5.6 (le diamètre de la pupille est donc d'environ 70 mm seulement). La caméra est un simple appareil photographique numérique grand-public Canon 40D.
HD189733-b is a very interesting exoplanet as it is also transiting in front of the star and this is visible from Earth. In parallel to our observation with the Radial Velocity method, exoplanet HD189733-b has been detected on July 19, 2009 using photometry transit method. Observation has been conducted on the terrasse of Pic du Midi observatory with a very basic equipment: a 400mm focal Canon lens f/5.6 (diamter is around 70mm only) and a simple digital SLR Canon 40D.
L'équipement
utilisé. En parallèle au téléobjectif, on trouve (en noir) une lunette de 80
mm de diamètre associé
à une caméra vidéo Watek 120N pour l'autoguidage.
Equipment used: 400mm Canon lens and 40D digital SLR, mounted on a 80mm refractor with Watec 120N for autoguiding.
Vue
nocturne prise en fin de mesure du transit. La chaîne des Pyrénées se détache
sur le fond. Contrairement à ce que laisse entrevoir
cette image, la
nuit était très noire. Le cliché est en fait une pose 2 minutes réalisée
avec un objectif très lumineux (Canon 85 mm f/1.2).
Night scene taken at the end of the transit. Pyrénees mountains are visible in the background.
Two-minutes exposure taken during the night (despite the feeling) with a very luminous 85mm f/1.2 lens.
Compte tenu du petit diamètre d'instrument, la scintillation atmosphérique est une source d'erreur potentiellement importante. D'après D. Dravins (Drawins & all, PASP, 110, 610, 1998), l'erreur RMS en magnitude liée à la scintillation est donné par :
Considering the small lens used for the photometry, atmospheric scintillation can be a large source of error. From D. Dravins (Drawins & all, PASP, 110, 610, 1998), the RMS error in magnitude due to scintillation is given by:
avec D, le diamètre du télescope en cm, Z, la distance zénithale de l'étoile, h, l'altitude de l'observatoire en mètres et T, le temps d'intégration en secondes.
with D the telescope diameter in cm, Z the zenithal distance of the star, h the altitude of the observing site and T the exposure time in seconds.
On vise une fluctuation maximale de l'ordre de 0,001 magnitude. Avec les paramètres de l'instrument et de l'observation (D=7,1 cm, Z = 20°, h = 3000 m), on trouve que le temps d'intégration caractéristique doit être d'environ 2 minutes pour lisser l'effet de la scintillation à ce niveau de précision. C'est le temps de pose adopté.
Pour éviter de saturer le détecteur au bout de ce laps de temps avec le signal de l'étoile HD189733 et avec celui des étoiles de comparaison, tout en accumulant la quantité de signal nécessaire à un objectif de précision proche du millième de magnitude, il est obligatoire de défocaliser notoirement l'image. Le résultat est peu esthétique mais efficace, ce qui est l'essentiel.
L'opération de défocalisation permet aussi de réduire les erreurs photométriques associées à l'organisation particulière des pixels dans le détecteur d'un appareil photo numérique (structure de Bayer) en liaison avec les défauts de guidage durant la pose. Cette initiative de défocalisation est fondamentale. Elle participe grandement au succès de l'opération. Soulignons que même avec le détecteur d'une caméra CCD astronomique noir et blanc il est très vivement recommandé de défocaliser systématiquement et assez fortement les images stellaires dès lors que l'on vise des mesures de haute précision. Ceci gomme les effets négatifs des non-uniformité de réponse intra-pixel (interne aux pixels) et d'échantillonnage de l'image (pixelisation), bien plus critiques qu'on ne pense habituellement. La figure suivante montre l'allure de l'étoile HD189733 avec le niveau de défocalisation adopté pour cette mesure (la tache fait environ 20 pixels de diamètre dans l'image RAW) :
For a maximal error of 0.001 magnitude and our equipement (D=7,1 cm, Z = 20°, h = 3000 m), the minimum exposure time should be 2 minutes. This is the adopted exposure time.
To avoid saturation in 2 minutes for HD189733 and comparison stars, it is mandatory to largely defocus the lens. It is not very nice aspect but it is efficient which is the most important point!
Defocusing also reduces the photometric error from the peculiar pixel arrangement of a digital SLR (Bayer matrix) and the guiding defect. This defocus is critical for the success of such photometry measures. Despite the general thinking, even with CCD camera it is highly recommended to defocus for high accuracy photometry; this reduce the impact of pixel sensibility differences and digitalization of the image. The following images show the HD189733 star with the defocusing (spot is around 20 pixels diameter in the RAW file) :
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A gauche, l'image de l'étoile
HD189733 telle qu'elle apparait dans le fichier RAW du Canon 40D (agrandissement
d'un facteur 4 par rapport à l'orignal). La structure en damier de la succession
des pixels rouge, vert et bleu est bien visible.
A droite, la même image
stellaire, mais après avoir isolé l'information des pixels "verts",
les seuls utilisés pour cette présente étude.
On notera cependant au passage
qu'un intérêt des appareils photographiques numériques pour la photométrie
est
de fournir une information absolument simultanée dans trois couleurs de
manière fort économique.
Left: HD189733 image from a RAW file of the Canon 40D (zoom x4). The grid structure comes from the successive red/green/blue pixels.
Right: the same using the green pixels only as we did for this study.
It is interesting to note here that digital SLR provide economical simultaneous data in three colors.
Carte du champ défocalisé (canal
vert uniquement), où est identifié l'étoile HD189733 et les 4 étoiles de
référence exploitées pour la réduction photométrique
(l'ensemble du traitement
(flat-field, dark, ...) et de l'analyse a été réalisé avec le logiciel Iris).
L'information photométrique est extraite par la technique de la
photométrie
d'ouverture. Le fond de ciel est évalué en calculant le niveau médian dans l'anneau
externe, ce qui réduit l'impact de la pollution
d'éventuelles étoiles parasites
voisines. On note dans le flou la présence de la nébuleuse planétaire M27 (le
nord est à gauche dans cette vue).
Star field (defocused, green pixels only) with HD189733 identified as well as the four reference stars used for photometry data reduction.
All processing (flat-field, dark...) and photometrical analysis have been done with IRIS software.
The flux is calculated for each star by using circular
aperture photometric
method. Median sky background level is evaluated in a circular area around each star to minimize the impact of close stars.
One can note the M27 planetary nebulae visible top-right. North is left.
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La courbe photométrique du transit de HD189733b du 19 juillet 2009. L'erreur RMS caractéristique estimée est de 0,0015 magnitude, ce qui très satisfaisant compte tenu du type de matériel utilisé. Les appareils photographiques numériques sont clairement aptes à réaliser des mesures de haute précision pour peu que l'on utilise des méthodes d'observation et réduction adaptées (à vrai dire, classiques en photomérie de précision - par exemple l'image donnée par le satellite photométrique Corot sur ces détecteurs CCD est défocalisée de manière fort semblable à la notre). En outre, la taille des capteurs des reflex numériques est très généreuse en regard du coût, ce qui permet d'envisager des programmes de recherche d'exoplanètes (ou autres objets variables) relativement économiques. L'amplitude du transit
de HD189733b est mesurée de 0,030 magnitude, alors que la valeur
officiellement admise est de 0,028 magnitude. La date du début du
transit est mesurée au jour Julien 2455031.4982 +/-0.0007. La date
du début du transit est mesurée au jour Julien 2455031.5637 +/-0.0007.
On en déduit la date médiane du transit, soit JD0 = 2455031.5309
+/- 0.0010, soit le 19 juillet 2009 à 0h44m38s UT. Le site ETD (http://var2.astro.cz/ETD)
prévoyait 0h47m UT comme heure de milieu de transit. Bien que proche
l'erreur de mesure, le présent transit semble indiquer une avance
de l'ordre de 2 minutes sur la chronologie attendue. Cliquer
ici pour télécharger le fichier photométrique. Amplitude for the transit is around 0.03 magnitude while catalogs give 0.028 magnitude. Transit start is measured as julian day 2455031.4982 +/-0.0007. End of transit is measured at JD=2455031.5637 +/-0.0007. Median transit time is JD0 = 2455031.5309 +/- 0.0010: July 19th, 2009 at 0h44m38s UT. ETD site (http://var2.astro.cz/ETD) scheduled at 0h47m UT middle of transit. The delta is 2 minutes. Click here to download photometric data. |
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L'observation
de HD195019 b
Observation
of HD195019 b
Le
champ de l'étoile HD195019 photographié avec un téléobjectif de 200 mm
de focale et un Canon EOS 5D Mark II. Le nord est en haut.
Field for HD195019 taken with a 200mm focal lens and a Canon EOS 5D Mark II from Pic du Midi site. North is Up.
HD195019 est une étoile de magnitude V=6.9, située aux coordonnées (2000), AD=20h28.6m, DEC=18°46'. La planète extrasolaire de HD195019 a été découverte par D. Fischer & all en 1999.
HD195019 is a V=6.9 star (J2000: AD=20h28.6m, DEC=18°46'). Extrasolar planet HD195019-b has been discovered byD. Fischer & all in 1999 and has a long orbital period (above 18 days) compared to other exoplanets in this study.
Journal des observations et mesures
de HD195019 :
Observing log & results for HD195019:
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JD - 2450000 |
Radial velocity (km/s) |
Observatory |
|
5005.467 |
-91.249 |
Pic
du Midi Pic
du Midi |
En
rouge l'éphéméride de HD195019 calculée avec les paramètres actuellement admis
pour ce système :
P = 18.202391 jours (pédiode orbitale), K = 0,275 km/s
(semi-ampitude vitesse radiale),
RV = -91.3 km/s (vitesse radiale moyenne),
J0 = 2455008.41 (jour Julien amplitude max).
Les mesures de vitesse radiale
de cette présente étude sont figurées avec des points noirs.
In red the ephemeris using catalog orbital parameters for HD195019
system:
P = 18.202391 days (orbital period), K = 0,275 km/s
(RV half amplitude),
RV = -91.3 km/s (average RV),
J0 = 2455008.41 (max amplitude julian day).
Observed data points are in black.
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L'observation
de 51 Peg b
Observation
of 51 Peg b
Le
champ de l'étoile 51 Pegasus photographié avec un téléobjectif de 200 mm
de focale et un Canon EOS 5D Mark II. Le nord est en haut.
Field for 51 Peg taken with a 200mm focal lens and a Canon EOS 5D Mark II from Pic du Midi site; North is Up.
51 Pegasis est une étoile de magnitude
V=5.5, situé aux coordonnées (2000), AD=22h57.5m, DEC=20°46'. La planète extrasolaire
de 51 Peg a été découverte par M. Mayor & D. Queloz
en 1995 (c'est le premier cas de détection d'une exoplanète par la
méthode des vitesses radiales).
51 Pegasis is a V=5.5 star (J2000: AD=22h57.5m, DEC=20°46'). 51
Peg b is discovered by M. Mayor & D. Queloz
in 1995 with the Elodie spectrograph at the 193cm telescope of Observatory of Haute Provence.
This is the historical first exoplanet discovered with Radial Velocity method.
Journal des observations et mesures
de 51 Peg :
Observing log & results for 51
Peg:
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JD - 2450000 |
Radial velocity (km/s) |
Observatory |
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5005.573 |
-33.125 |
Pic
du Midi Pic
du Midi |
En
rouge, l'éphéméride du système de 51 Peg calculée avec les paramètres actuellement admis
pour ce système :
P = 4.230785 jours (pédiode orbitale), K = 0,056 km/s
(semi-ampitude vitesse radiale),
RV = -33.11 km/s (vitesse radiale moyenne),
J0 = 2455018.80 (jour Julien de l'amplitude max).
Les mesures de vitesse radiale
de cette présente étude sont figurées avec des points noirs.
Dans le lot
sélectionné pour cette étude, 51 Pegasus est de loin le système plus difficile.
L'amplitude
en vitesse radiale est près de 10 fois plus faible que celle du système Tau
Bootis, le
premier a être détecté par des astronomes amateurs. La demi-amplitude
à mesurer (56 m/s) représente
moins de 0,2% de la résolution spectrale
du spectrographe eShel (qui est de l'ordre de 28 km/s) !
Le moindre grain
de sable dans la mesure détruit clairement tout espoir de détection.
Red: ephemeris using catalog parameters for 51 Peg-b: P = 4.230785 days
(orbital period), K = 0,056 km/s (half-amplitude),
RV = -33.11 km/s (average RV),
J0 = 2455018.80 (max amplitude julian day). Our observations are the black dots.
In this study, 51 Peg-b is clearly the most difficult object to detect with a RV amplitude 10 times lower than tau Boo-b,
the first exoplanet detected by amateurs using RV method! The half amplitude K=56m/s represents less than 0.2% of the
spectral resolution of the eShel spectrograph (around 28 km/s) !
The smallest sand dust in the process
would destroy all detection hope...
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A gauche, le périodogramme (algorithme de Lomb-Scargle) calculé à partir
des points de mesure de 51 Peg. Un pic de puissance est bien marqué pour la
période orbitale de 4.186 jours, alors que la période reconnue de la planète
extrasolaire de 51 Peg est de 4.231 jours. L'écart entre l'observation et la
prévision est donc de 1%. On imagine mal une coïncidence, d'autant plus
qu'à droite, est affichée en rouge l'éphéméride calculée à partir des
paramètres orbitaux courants et en bleu l'éphéméride calculée à
partir du périodogramme des points de mesure. Ce graphique montre un
assez bon accord entre la semi-amplitude officielle de 56 m/s et
le résultat d'observation, qui donne K = 65 m/s (la dispersion des points
de mesure a tendance à accroitre l'amplitude). L'accord en phase est lui aussi
satisfaisant. Nous pensons que cette convergence entre la mesure et la
prédiction permet d'annoncer une détection positive de la planète extrasolaire
51 Peg b. Comme cela était prévu, cette observation est bien à la limite
des possibilités de l'instrumentation utilisée, mais celle-ci a un gout
particulier : la mythique première planète extrasolaire découverte par Michel
Mayor et Didier Queloz par la méthode des vitesses radiales est très
probablement ici détectée pour la première fois par des astronomes
non-professionnels ! |
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L'observation
de Tau Bootis b
Observation
of Tau Bootis b
Le
champ de l'étoile Tau Boo photographié avec un téléobjectif de 200 mm de focale
et un Canon EOS 5D Mark II. Le nord est en haut.
Field for tau Boo taken with a 200mm focal lens and a Canon EOS 5D Mark II from Pic du Midi site. North is Up.
Tau Bootis est une étoile de magnitude V=4.5,
situé aux coordonnées (2000), AD=13h47.2m, DEC=17°27'. La planète extrasolaire
de Tau Boo a été découverte par P. Butler & all en 1997.
Tau Bootis is a V=4.5 star (J2000: AD=13h47.2m, DEC=17°27'). The extrasolar planet tau Boo-b has been discovered by P. Butler & all in 1997.
Journal des observations et mesures
de 51 Peg :
Observing log & results for 51
Peg:
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JD - 2450000 |
Radial velocity (km/s) |
Observatory |
|
4908.592 |
-16.385 |
Castanet Pic
du Midi |
En
rouge l'éphéméride de Tau Bootis calculée avec les paramètres actuellement admis
pour ce système :
P = 3.312463 jours (pédiode orbitale), K = 0,461 km/s
(semi-ampitude vitesse radiale),
RV = -16.63 km/s (vitesse radiale moyenne),
J0 = 2454935.83 (jour Julien amplitude max).
Les mesures de vitesse radiale
de cette présente étude sont figurées avec des points noirs.
Red curve: ephemeris using catalog orbital parameters : P = 3.312463 days
(orbital period), K = 0,461 km/s
(half-amplitude radial velocity),
RV = -16.63 km/s (average radial velocity),
J0 = 2454935.83 (max velocity julian day).
Our data points are the black dots.
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Syntèse
Summary
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