Chronométrage et phase

Chapitre 8 sur 15

Un transit n’est qu’un moment d’une orbite. Le reste de l’orbite porte aussi de l’information : quand les transits arrivent, comment la planète brille en tournant, quand elle passe derrière son étoile, et quelle moitié de l’étoile en rotation elle couvre.

Illustration

Vitesse ScèneAngle spin–orbite λ

Quatre scènes. Chronométrage des transits : deux planètes proches d’un rapport de périodes de 2:1 s’attirent mutuellement, de sorte que les transits de la planète intérieure arrivent en avance et en retard et qu’un diagramme O−C se construit. Éclipse secondaire : la planète passe derrière son étoile une demi-orbite après le transit, un creux bien plus faible, dessiné dix fois plus profond. Courbe de phase : une planète en rotation synchrone montre davantage de sa face diurne chaude à l’approche de l’occultation, avec un pic décalé par les vents. Rossiter–McLaughlin : la planète couvre la moitié de l’étoile en rotation qui s’approche, puis celle qui s’éloigne, de sorte que la vitesse mesurée de l’étoile oscille pendant le transit.

Les chiffres

Grandeur	Valeur	Source
Périodes de Kepler-9 b et c	19,23891 d et 38,9853 d	exoplanet.eu ; proches de 2:1, si bien que leurs transits se décalent de quelques minutes à chaque orbite (Holman et al. 2010)
Éclipse de TRAPPIST-1 b à 15 µm, mesurée	861 ± 99 ppm	JWST MIRI (Greene et al. 2023) ; côté jour à 503 K, comme attendu pour une roche nue
Idem, étoile et planète en corps noir	606 ppm	δ ≈ k² B(503 K)/B(2560 K) à 15 µm, k tiré des rayons d'exoplanet.eu [calc] ; les analyses réelles utilisent un spectre stellaire modélisé, pas un corps noir
Décalage du point chaud de HD 189733 b	16 ± 6° avant l’opposition	Courbe de phase Spitzer à 8 µm (Knutson et al. 2007)
Rossiter–McLaughlin, HD 189733 b	86 m/s	K_R ≈ V sin I · k² avec V sin I = 3,5 km/s et k = 0,157, tous deux tirés de Gaudi & Winn 2007, table 1, qui indique 88 m/s [calc]
Rossiter–McLaughlin, HD 189733 b (V sin I mesuré)	83 m/s	V sin I = 3,316 +0.017/-0,067 km/s et k = 0,15812, mesurés par Triaud et al. 2009 (tableau 2) [calc]
Rossiter–McLaughlin, HD 209458 b	69 m/s	V sin I = 4,7 km/s, k = 0,121 (Gaudi & Winn 2007 indiquent 70 m/s) [calc]

Modèle à partir de valeurs enregistrées

Le système Kepler-9 vu de dessus : chaque planète atténue la lumière de l’étoile lorsqu’elle traverse la ligne de visée vers l’observateur. Les tailles d’orbite sont les demi-grands axes stockés (ou la troisième loi de Kepler à partir de la période et de la masse de l’étoile) ; la profondeur du creux est (Rp/R★)² à partir des rayons stockés. Orbites circulaires, étoile et planètes pas à l’échelle, phases illustratives (aucun instant de transit n’est stocké). Source : The Extrasolar Planets Encyclopaedia (exoplanet.eu), récupéré le 2026-10-18.

Les planètes : période, orbite et profondeur du creux

Planète	P (d)	a (AU)	Rp (R⊕)	Profondeur k² (ppm)
Kepler-9 d	1.5929	0.0273	1.64	244
Kepler-9 b	19.2389	0.1430	8.29	6,275
Kepler-9 c	38.9853	0.2270	8.08	5,957

a d'après The Extrasolar Planets Encyclopaedia (exoplanet.eu) ; * d'après la troisième loi de Kepler (période et masse de l'étoile). — : rayon non stocké.

SetuHQ mesure l'instant de chaque creux et compare les creux pairs et impairs entre eux ; il n'ajuste pas les variations de chronométrage, les courbes de phase ni les éclipses. La profondeur de l'éclipse secondaire sur le canevas est dessinée dix fois plus profonde, et c'est indiqué ; l'amplitude des TTV est illustrative. Les angles spin–orbite couvrent des orbites alignées, polaires et rétrogrades (Albrecht et al. 2022).

Planètes de ce chapitreKepler-9 b ›Kepler-9 c ›HD 189733 Ab ›HD 209458 b ›

Sources