HD209458 occultation

Tentative detection of the extrasolar planet of the HD209458 system

Tentative de détection de l'exoplanète du
système HD209458

The compagnon of the HD209458 is the first extrasolar planet to transit the disk of its parent star. I report here the results of photometrics measurement of the October 30, 2001 transit. The star had been observed with a Celestron 8 telescope (8-inch aperture) and an Audine camera (CCD Kodak KAF-0401E) at Castanet-Tolosan (near Toulouse city - France).

Le compagnon de l'étoile HD209458 est la première planète extrasolaire pour laquelle il à était possible d'observer un transit sur la disque stellaire. Je décrit ici l'observation photométrique du transit du 30 octobre 2001. L'étoile a été observé avec un télescope Celestron 8 (200 mm d'ouverture) et avec une caméra Audine (CCD Kodak KAF-0401E) depuis Castanet-Tolosan (près de la ville de Toulouse).

HD209458 is a G0V stars, V=7.64 and B-V=0.58. Full duration of a transit is 184.25 minutes. The orbital period of the planet (similar to the Jupiter size) is of 3.5248 days. During the transit the apparent brightness of the star is reduced by little less than 2%, i.e. 0.02 magnitude only. Coordinates (eq. 2000) of this star are: RA = 22h03m10.7s - Dec = +18°53'04".

HD209458 est une étoile de type G0V avec V=7.64 et B-V=0.58. La durée totale du transit de la planète sur le disque de l'étoile est de 184.25 minutes. La période orbitale de la planète (qui a une taille similaire à celle de Jupiter) est de 3.5248 days. Durant la phase de transit la brillance de l'étoile est réduite de moins de 2%, soit l'équivalent de 0.02 magnitude seulement. Les coordonnées (equinoxe 2000) de l'étoile sont : AD= 22h03m10.7s - Dec = +18°53'04".

I use differential photometry for reduce the observation. The target (HD209458) flux is compared to reference stars in the same CCD field that producing a stable signal. But HD209458 is a bright star and the comparably bright comparison stars required for precise differential photometry are lacking in the field of view of the target. The solution is to attenuate the signal of the target, and only the target star. For this I cover part of the CCD windows by an small piece of an exposed diapositive slide photographic film. The (neutral) density of the film is carefully selected. The optical transmission is here of 0.05 (equivalent to 3.2 magnitude attenuation). This is the technique of masking photometry. Measurement were made through a red filter (R band of the BVRI photometric system). The red filter usage is important for photometric reason and also because photographic film do not block infrared part of the spectrum.

J'ai utilisé la technique de la photométrie différentielle pour traiter les données d'observations. Le flux de l'étoile cible (HD209458) est comparé à des étoiles du même champ CCD qui produise un flux réputé stable. Mais HD209458 est une étoile brillante et il n'existe pas dans le champ d'autres étoiles produisant un flux comparable. La solution consiste alors à atténuer le signal de l'étoile cible et seulement le flux de cette étoile. Pour ceci, j'ai recouvert la vitre du CCD sur 1/3 de sa surface par un petit bout de film diapositive très exposé. La densité du film doit être choisi de manière à ce que l'attenuation soit de l'ordre de 0.05 (soit l'équivalent de 3.2 magnitudes). C'est la technique de la masking photometry. Les mesures ont par ailleurs été faite dans le rouge, au travers d'un filtre R (du système photométrique BVRI). L'usage de ce filtre est important pour une éventuelle calibration photométrique ultérieure et aussi pour bloquer le rayonnement infrarouge qui est transmis par le film diapositive et pour lequel le CCD reste sensible.

Below, the field of HD209458 (the bright star at the center). Note the lack of suitable comparison stars (equivalent magnitude to the target). The neutral filter if visible at left and cover 1/3 of the CCD surfaces. North is left. The C8 telescope is equipped by a MEADE 5.6 focal reducer. The CCD camera is used within shutter (note the smearing) and binning 2x2 mode.

Ci-après, le champ de HD209458 (c'est l'étoile brillante au centre). Noter l'absence d'étoiles de comparaison d'éclat équivalent. Le filtre neutre est visible sur la partie gauche du CCD comme une zone sombre qui représente 1/3 environ de la surface du CCD. Le nord est à gauche sur cette vue. Le télescope Celestron est équipé d'un réducteur de focale MEADE F/D=5.6. La caméra est utilisée sans obturateur (on note la présence d'un pénomène de smearing) et l'acquisition est effectuée en binning 2x2.

The target star is measured relative to nearby 4 comparison stars noted C1, C2, C3, C4 in the image below. HD209458 is now located in the filter area. Its signal is attenuated of by a factor 20 and it is now very comparable to the star C1 flux in this 60 seconds exposure. The magnitude of C1 star is about 11.1. Thanks to the masking technique, integration times on order of several minutes are possible, and so, suitable nearby compagnons are now much higher. The 60 seconds integration time is also a minimum to suppress a large part of atmospheric scintillation noise.

L'étoile cible est mesurée relativement à 4 étoiles de comparaison noter C1, C2, C3, C4 dans l'image ci-après. HD209458 est à présent située au niveau du filtre neutre. Son signal est atténué d'un facteur 20 et il est très similaire à celui de l'étoile C1 dans cette image posée 60 secondes. La magnitude de l'étoile C1 est de 11.1 environ. On voit qu'il est possible de mesurer l'éclat d'une étoile de magnitude 7.6 en utilisant des étoiles de comparaison de magnitude 11 à 12 sans difficulté grace à la technique de la masking photométrie. Il faut souligner qu'un temps de pose de 60 secondes est un minimum pour supprimer une large partie du bruit induit par la scintillation atmosphérique et atteindre la nécessaire précision photométrique de quelques milli-magnitudes (mmag).

An important step of preprocessing is the division by the flat_field images. Two flat field are acquired: one for the masked part of CCD and one for the uncovered part. This two flats are merged in the same image (command COPY of Iris software). The nonuniformity transmission before flat-field correction induced by the photographic slide is about ±5%.

Une étape importante du prétraitement est la division par le flat-field. Deux flat-fields ont été réalisés : u pour la zone masquée du CCD et l'autre pour la zone découverte. Ces deux flat-fields ont été fusionnés en une seule image ensuite (commande COPY de Iris). La non-uniformité de transmission du film photographique atteint environ ±5% et il est donc important de la corriger si on veut ambitionner une photométrie précise à 1%.

The graph below show the observed delta magnitude between HD209458 and the sum signal of stars C1, C2, C3, C4 (213 poins). For this data the integration time is of 60 seconds and the time sampling is of 70 seconds. In order to avoid saturation and increase dynamic I defocused the telescope. I use automatic aperture photometric method of Iris for the reduction. At the date the central time of transit is JD=2452213.318 (UT time). The end of the transit is at JD=2452213.382. The start of the transit is miss. A linear fit was calculated (blue curve) and subtracted from the differential magnitudes for compensate a possible secondary atmospheric extinction effect (regular slant of the data curve).

Le graphe ci-après montre l'écart en magnitude entre HD209458 et la somme du signal des étoiles C1, C2, C3 et C4 (213 mesures). Le temps d'intégration pour chaque point est de 60 secondes et l'échantillonnage temporel compte tenu du temps de lecture de la caméra est de l'ordre de 70 secondes. Pour éviter de saturer et augmenter la dynamique de mesure, le télescope a été légèrement défocalisé. Pour la réduction j'ai utilisé la procédure automatique de Iris. L'instant central du transit se situe au jour Julien JD=JD=2452213.318 (en TU). La fin du transit était prévue à JD=2452213.382. Le début du transit n'a pu être observé car il faisait trop jour. Un ajustement linéaire (courbe bleu) a été calculé afin de compenser une pente régulière dans les données qui est attribué à un problème d'extinction différentielle du second ordre en fonction de la masse d'air (hauteur de l'étoile sur l'horizon). La transmission atmosphérique n'est pas en effet nécessairement équivalente en fonction de l'indice de couleur des étoiles utilisées.

Measure corrected for the color-dependant extinction estimate (linear fit) for HD209458 - red points (target compared to sum of the flux from stars C1, C2, C3 and C4) and for C1 star - blue points (relative to stars C2, C3 and C4). The standard deviation of this later differential measure yields a estimate a possible variability of the comparisons stars. For the observation the sky is very clear, but this is the date of full moon, and also, wind and atmospheric turbulence are at high level. The RMS error for target sequence is roughly 0.0122 mag (12 mmag). Note that the zero of the delta magnitude axis is arbitrary.

Les mesures corrigées du terme d'extinction (ajustement linéaire précédent) pour HD209458 - points rouges (la cible est comparée aux étoiles C1, C2, C3 et C4) et pour l'étoile C1 (relativement à C2, C3 et C4). L'analyse de cette dernière donnée permet de ce rendre compte si parmi les étoiles de références utilisées il n'existe par une étoile variable. Il faut souligner que lors de l'observation le ciel était bien clair, mais c'était aussi l'époque de la pleine Lune, et il y avait un vent fort et turbulence atmosphérique elle même importante, ce qui ne va pas dans le sens de mesures précises. L'erreur RMS sur la séquence de la cible est mesurée autour de 0.0122 magnitude (12 mmag). Noter que le zéro de l'échelle des différences de magnitude est arbitraire.

Below, the final HD209458 light curve after binning of factor 5 of the data (average of 5 successives points). Temporal resolution is now of about 5.8 minutes. The RMS variation is reduced to 8 mmag, but there is no clear evidence for variability (only a possible conspicuous dimming of 0.01 amplitude at JD=2452213.35 UT ?).

Ci-après la courbe photométrique finale de HD209458 après un binning d'un facteur 5 (moyenne de 5 points consécutifs). La résolution temporelle est à présent de 5.8 minutes. L'erreur RMS est réduite à 8 mmag, mais malgré cela il n'y a pas de trace de variabilité probante (seulement, peut être, une dépression de 0.01 magnitude vers D=2452213.35 UT ?).

Conclusion: (1) the efficiency of the mask photometric technique is proved for the photometric measure of bright stars, (2) the dominant source of noise is probably here the atmospheric scintillation (very bad seeing at the date of the observation), (3) I can not show a sure passage of the planet across the stellar disk consistent with the precision of 0.008 mag achieved. Hum... it is probably necessary to increase the precision of a factor two (4 mmag RMS)!

Conclusion : (1) l'efficacité de la technique du masque photométrique est démontrée pour réaliser la photométrie d'étoiles brillantes, (2) le bruit dominant semble causé par la scintillation atmosphérique (conditions non optimales lors de cette observation), (3) il n'est pas possible de détecter de manière sure le transit avec la présente précision de 0.008 magnitude. Hum... il va être nécessaire de gagner un bon facteur deux en précison (4 mmag RMS) !

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