Apprendre
Détecter un transit d'exoplanète
Une planète géante qui passe devant son étoile en retranche deux pour cent du flux. Une planète plus petite en retranche deux millièmes. Entre ces deux nombres se joue tout l'écart entre une soirée amusante et une mesure qui vaut quelque chose : le premier cas se voit sur n'importe quelle courbe soignée, le second se confond avec la respiration de l'atmosphère. Cette page pose le problème comme un problème de métrologie — combien de bruit reste-t-il après la nuit, quelle est la part que le diamètre du miroir fixe une fois pour toutes, et pourquoi la parade tient dans un geste que tout le reste de l'astrophotographie interdit : brouiller volontairement la mise au point. Elle dit aussi ce qui fabrique de faux transits, parce qu'un signal de quelques millimagnitudes se laisse imiter par trois artefacts banals.
- 22 mmag
- la chute que produit une géante gazeuse serrée devant une étoile de type solaire, soit deux pour cent du flux
- 2.5 mmag
- la chute d'une planète de la taille de Neptune devant une naine orange : le régime où tout se joue
- 0.42 mmag
- la dispersion record obtenue par défocalisation sur le télescope danois de 1,54 m, en 2010
- 620
- le nombre d'éphémérides tenues à jour par le réseau ExoClock au catalogue de 2025, sur 30 000 mesures
- 8113
- les candidates TESS en attente de confirmation au dernier décompte de l'archive de la NASA
Le cas extrême
Deux millièmes de magnitude, et tout le reste en découle
L'exigence de métrologie sépare ce sujet de ses pages sœurs, et la conversion des profondeurs en millièmes de magnitude désigne d'emblée les cibles atteignables.
Ce que cette page traite, et ce qu'elle laisse à ses sœurs
Trois pages du site couvrent la mesure de lumière, et elles se partagent le travail proprement. La mécanique de la mesure — magnitude instrumentale, point zéro, étoiles de comparaison, rayon d'ouverture, bandes standard — appartient à l'introduction à la photométrie, qui est le socle sur lequel celle-ci s'appuie. Le réseau qui collecte les courbes d'étoiles variables, ses types et la cadence propre à chacun relèvent du guide Étoiles variables et AAVSO. Ce qui reste ici, et qui appartient au transit seul, tient en une contrainte de métrologie : le signal recherché vaut quelques millièmes de magnitude, ce qui place la barre bien au-dessus de ce qu'une photométrie ordinaire délivre. Le lecteur qui aborde ces pages dans l'ordre y gagne : la première apprend à mesurer, la deuxième à mesurer souvent, celle-ci à mesurer fin.
Convertir une occultation partielle en millimagnitudes
La géométrie du problème se résume à un rapport de surfaces. Une planète de rayon Rp devant une étoile de rayon R★ masque la fraction (Rp ÷ R★)² du disque, et cette fraction se traduit en magnitudes par la définition même de l'échelle. Le calcul donne des repères qu'il vaut mieux avoir en tête avant de choisir une cible. Une occultation de 1 % vaut 10,9 mmag. Une occultation de 2 % vaut 21,9 mmag. Une occultation de 0,2 % vaut 2,2 mmag. La première historique, celle de HD 209458 b détectée en 1999, retranchait 1,7 % du flux : 18,6 mmag, un signal confortable. HD 189733 b, découverte en 2005 autour d'une naine orange de mag 7,7 située à 64,5 al et posée à 0,3° à l'est de M27 dans le Petit Renard, en retranche près de 3 % — soit 33 mmag, le cas le plus généreux du ciel accessible. Descendez d'un cran en taille de planète et le sol se dérobe : un corps de la dimension de Neptune, quatre rayons terrestres environ, devant une naine orange de trois quarts de rayon solaire, masque 0,23 % du disque et signe 2,5 mmag.
La courbe
Quatre nombres, dont trois sont des instants
Ce qu'un instrument de 600 mm produit sur une géante gazeuse
La courbe ci-dessous porte le transit de WASP-19 b, une planète qui boucle son orbite en 19 h, relevée par le télescope robotique TRAPPIST de 600 mm installé à La Silla et piloté depuis la Belgique depuis sa première lumière, en 2010. Le flux descend de 1,000 à 0,980 : deux pour cent, 22 mmag, une marche franche que l'œil suit sans effort. Le panneau du bas mérite autant d'attention que celui du haut. Il montre les résidus — la différence entre chaque point mesuré et le modèle ajusté — et leur platitude autour de zéro constitue la preuve que le modèle décrit bien les données. Un observateur qui publie une courbe sans son panneau de résidus demande qu'on le croie sur parole. Ce même graphique explique aussi pourquoi la barre est haute : la dispersion point à point y avoisine 2 mmag, ce qui laisse un rapport de dix contre un sur cette cible-là, et un rapport de un contre un sur une cible à 2,5 mmag de profondeur.
L'information utile se compte en horloges, pas en jolies marches
Une courbe de transit livre quatre grandeurs, et trois d'entre elles sont des dates. Le premier contact ouvre la descente quand le bord de la planète mord le disque stellaire ; le deuxième la referme quand le disque planétaire est entièrement dedans ; le troisième ouvre la remontée, le quatrième la clôt. Le milieu du transit se déduit de ces quatre repères, et c'est lui, seul, qui part dans les bases et qui sert à la science : comparé à l'éphéméride prévue, il donne l'écart entre l'horaire calculé et l'horaire observé. Cet écart accumulé sur des années resserre la période orbitale, et son évolution trahit la présence d'un compagnon supplémentaire qui tire sur l'orbite. Voilà pourquoi une chaîne d'acquisition dont l'horloge dérive de trente secondes ruine une nuit entière de travail : la profondeur survit à une horloge fausse, l'instant central en meurt. Le quatrième catalogue ExoClock, publié en 2025, tient 620 éphémérides à jour à partir de 30 000 mesures venues du réseau, de la littérature et des sondes spatiales — et 45 % des planètes du lot ont dû être corrigées.
Le geste contre-intuitif
Brouiller la mise au point, exprès
Le procédé vient d'une méthode publiée sur un grand instrument, et il apporte des effets d'inégale portée dont un seul commande vraiment le résultat.
Quatre gains, et un qui compte plus que les autres
La méthode a été formalisée par John Southworth et son équipe dans une série d'articles ouverte en 2009 sous le titre High-precision photometry by telescope defocussing. Sur le télescope danois de 1 540 mm de La Silla, ils étalent chaque étoile en un anneau de 40 pixels de diamètre — 16″ sur le ciel — et posent 120 s. Quatre effets se cumulent. Les défauts de sensibilité pixel à pixel se moyennent sur des milliers de photosites au lieu de quelques dizaines, ce qui divise l'erreur de plage de champ par des ordres de grandeur. Les variations de turbulence deviennent sans effet sur la forme de la tache, puisque celle-ci est fixée par l'optique et non par l'air. Le suivi peut errer d'une seconde d'arc sans déplacer le barycentre de manière sensible. Et surtout, le sommet du profil descend loin sous le seuil de saturation, ce qui autorise des poses longues sur une étoile brillante. Ce dernier point porte l'essentiel du bénéfice, pour une raison que la section suivante détaille.
De combien défocaliser : le calcul tient en une division
Le diamètre du disque de flou obéit à une relation d'optique élémentaire : diamètre du disque = décalage du foyer ÷ rapport d'ouverture. Déroulons-la sur un instrument courant. Un Newton de 200 mm ouvert à f/5, donc de 1 000 mm de focale, associé à un capteur de 3,76 micromètres de pas, échantillonne à 0,77″ par pixel — la relation qui donne ce chiffre est détaillée dans le guide échantillonnage et focale. Sortez le porte-oculaire de 1,5 mm : le disque mesure 1,5 ÷ 5 = 0,30 mm, soit 80 pixels de bord à bord, soit 62″ sur le ciel. La tache couvre alors environ cinq mille photosites contre une trentaine en mise au point nette. Les conséquences pratiques s'enchaînent : il faut un champ dégarni pour éviter que deux anneaux voisins se recouvrent, une étoile de comparaison de brillance comparable dans ce même champ, et une monture dont le suivi tienne la cible au même endroit pendant les trois heures que dure l'opération. Un instrument plus fermé demande davantage de course pour le même étalement : à f/10, il faut 3 mm de décalage pour obtenir les mêmes 0,30 mm de disque.
| Instrument | Décalage du foyer | Diamètre du disque sur le ciel | Ce que cela impose |
|---|---|---|---|
| Lunette de 80 mm à f/5 (400 mm) | 1,5 mm | 155″ | champ large, anneaux vite jointifs sur un amas |
| Newton de 200 mm à f/5 (1 000 mm) | 1,5 mm | 62″ | le cas de référence, confortable en champ dégarni |
| Newton de 250 mm à f/4,8 (1 200 mm) | 1,4 mm | 52″ | anneau plus épais, ombre du secondaire marquée |
| Schmidt-Cassegrain de 200 mm à f/10 (2 000 mm) | 3 mm | 31″ | course doublée, et une dérive de foyer plus sensible |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | |||
Le plancher
Ce que la défocalisation gagne, et ce qu'elle ne touche pas
Une formule publiée en 1967 chiffre ce plancher, et son application à un tube de jardin dessine la carte des profondeurs réellement accessibles.
La scintillation dépend du miroir et de la durée, jamais du foyer
Voici la nuance que beaucoup de comptes rendus escamotent, et que l'équipe de Southworth énonce sans détour : la scintillation et le bruit de photons sont plafonnés par le diamètre de l'instrument, pas par la stratégie de prise de vue. Défocaliser ne calme pas l'atmosphère d'un iota. Ce que le geste procure, c'est la permission de poser plus longtemps — et c'est la durée de pose, elle, qui fait tomber la scintillation. L'approximation publiée par Young en 1967 le formule : la variance du bruit de scintillation varie comme D−4/3 × t−1 × (cos γ)−3, où D est le diamètre, t la durée de pose et γ la distance au zénith, le tout pondéré par l'altitude du site. En écart-type, cela revient à un bruit proportionnel à D−2/3 et à t−1/2. Osborn et ses coauteurs ont montré en 2015 que cette approximation reste optimiste, et qu'un facteur voisin de 1,5 la ramène aux médianes réellement mesurées sur les grands sites.
Le même calcul, appliqué à un instrument de jardin
Prenons le Newton de 200 mm précédent, à 200 m d'altitude, sur une cible à trente degrés du zénith. Poses de soixante secondes : la formule rend 1,5 mmag, que le correctif porte à 2,3 mmag. Portez les poses à trois minutes : le bruit tombe à 1,3 mmag. Laissez plutôt la cible descendre jusqu'à deux masses d'air, autrement dit trente degrés de hauteur : il grimpe à 4,9 mmag, multiplié par 2,1 pour la seule faute d'avoir observé trop bas. Passez à un 300 mm et il retombe à 1,8 mmag. Ces quatre nombres dessinent la carte du possible. Une profondeur de 22 mmag ressort par-dessus n'importe lequel d'entre eux. Une profondeur de 2,5 mmag exige l'enchaînement complet : instrument généreux, cible haute, poses longues, et un moyennage sur plusieurs dizaines de points pour descendre encore. Les 0,42 mmag record obtenus par défocalisation en 2010 l'ont été sur un miroir de 1 540 mm à deux mille quatre cents mètres d'altitude — la formule de Young appliquée à cette configuration rend justement 0,4 mmag, ce qui indique une chaîne au bout de ses possibilités atmosphériques.
Ce à quoi ressemble un signal noyé dans son bruit
Cette courbe issue du satellite TESS montre exactement la situation qui attend l'observateur au sol sur une cible difficile. L'axe vertical est gradué en millimagnitudes, le nuage de points s'épaissit sur une dizaine de millimagnitudes, et les événements périodiques plongent vers vingt : ils existent, ils se répètent, et pourtant aucun point pris isolément ne les signale. L'information sort du nombre de mesures et de leur répétition à la période prévue, jamais d'un point remarquable. C'est la leçon la plus utile de la discipline : une courbe de transit se juge sur la dispersion de ses résidus et sur le nombre de points hors transit qui encadrent l'événement, pas sur l'élégance de la marche centrale. Prévoyez toujours une heure de mesures avant le premier contact et une heure après le quatrième — ces paliers fixent le niveau de référence, et sans eux la profondeur reste indéterminée.
La chaîne
Ce que la mécanique doit tenir pendant quatre heures
Trois exigences, dans l'ordre où elles font échouer une nuit
Un transit dure de une à quatre heures, et les paliers de référence ajoutent deux heures. La première exigence porte donc sur le suivi : la cible doit rester dans le même coin du capteur du début à la fin, pour que les défauts résiduels de la plage de champ agissent de façon identique sur toutes les images. Une monture équatoriale dotée d'un entraînement solide y suffit — la Sky-Watcher EQ6 SynScan, à 1 401,24 €, appartient à cette catégorie et porte sans broncher un tube de 200 mm avec son train complet ; la Sky-Watcher Star Adventurer GTI (751,45 €) tient le rôle pour une lunette courte emmenée en site sombre. La deuxième exigence porte sur l'autoguidage, qui corrige la dérive lente que même un bon entraînement laisse passer : une lunette-guide compacte comme la Sky-Watcher EvoGuide 50DX (342,19 €) fait le travail, et la lecture des courbes de correction est traitée dans le guide du RMS de guidage. La troisième porte sur la stabilité du foyer : un Celestron moteur de mise au point à 295,03 € permet de fixer la course de défocalisation au centième de tour et de la retrouver après vérification, là où une molette manuelle se déplace au moindre contact.
Le capteur, et l'affaire des filtres
Le détecteur se choisit sur trois critères : un puits de charge assez profond pour encaisser une pose longue sur une étoile brillante, un bruit de lecture bas, et un refroidissement régulé qui garde le signal thermique constant d'un bout à l'autre de la séance. Les caméras monochromes refroidies du marché spécialisé occupent ce créneau ; le rayon généraliste, lui, propose la Svbony SV305C (caméra planétaire) à 179,99 €, adaptée aux essais et aux cibles les plus profondes, et le guide caméra CMOS refroidie détaille ce que la régulation thermique apporte réellement. Reste la question des filtres, et elle mérite une mise au point franche : les filtres photométriques normalisés, ceux qui permettent de comparer une mesure à celle d'un observateur situé à l'autre bout du monde, se vendent en boutique d'astronomie spécialisée et restent absents des places de marché généralistes. Les filtres proposés en rayon ici — bandes étroites nébulaires, filtres visuels colorés — servent l'observation et l'imagerie esthétique, pas la photométrie standard. Cela dit, le transit se prête à une exception commode : la mesure étant différentielle et relative à des comparaisons du même champ, une acquisition sans filtre reste exploitable pour le chronométrage, ce qui écarte l'obstacle pour l'usage qui nous occupe.
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Choisissez une cible dont la profondeur dépasse trois fois votre bruit
Mesurez d'abord la dispersion que votre chaîne produit sur une étoile de brillance comparable, une nuit ordinaire. Une profondeur de 22 mmag sur un bruit de 2 mmag est un exercice serein ; l'inverse est une déception programmée.
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Réglez la défocalisation au jardin, pas sur la cible
Course notée, largeur d'anneau mesurée en pixels sur une image brute, vérification qu'aucune étoile voisine ne vient toucher l'anneau de la cible ni celui des comparaisons. Ce réglage se fait une fois et se verrouille.
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Ouvrez la séance une heure avant le premier contact
Le palier de référence antérieur porte autant d'information que le fond du transit. Une séance qui démarre dix minutes avant l'entrée livre une courbe dont la profondeur reste indéterminée.
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Synchronisez l'horloge de la machine d'acquisition
Une source de temps réseau interrogée juste avant le départ, et un contrôle de la dérive à la fin. L'instant central est la donnée qui part en base : une horloge fausse de trente secondes fausse la seule grandeur qui compte.
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Enregistrez le contexte que la courbe ne montre pas
Hauteur de la cible au début et à la fin, température du tube, passage de voile, moment où l'autoguidage a décroché. Ces notes tranchent plus tard entre un vrai signal et un artefact — le guide du carnet d'observation en donne le format.
L'honnêteté
Trois artefacts banals qui fabriquent de faux transits
Chacun laisse une signature reconnaissable, et cette signature dit s'il se corrige à la préparation ou se démasque au dépouillement.
Une courbe descend toujours pour une raison, rarement la bonne
Un creux de quelques millimagnitudes se produit sur presque toutes les courbes d'une nuit ordinaire, et l'immense majorité de ces creux vient de l'instrument ou de l'air. Le premier suspect est la hauteur de la cible. L'extinction atmosphérique dépend de la couleur, si bien qu'une cible rouge et une comparaison bleue s'éteignent à des rythmes différents quand l'ensemble descend vers l'horizon : le rapport des deux dérive lentement, et cette dérive dessine une courbure ample qui ressemble à une entrée ou à une sortie de transit. Le remède se choisit à la préparation, en retenant des comparaisons de couleur voisine de la cible, et se contrôle après coup en traçant le rapport en fonction de la hauteur. Le deuxième suspect est le foyer, déjà évoqué : une tache qui change de diamètre change de fraction perdue hors de l'ouverture de mesure. Le troisième est le voile — cirrus haut, brume de vallée qui monte — qui atténue tout le champ à la fois. Celui-là se démasque proprement : il agit de la même façon sur la cible et sur les comparaisons, donc il disparaît du rapport différentiel, mais il fait chuter le nombre de photons et gonfler le bruit. Une portion de courbe soudain trois fois plus dispersée signe un passage nuageux, même quand le ciel paraissait dégagé.
| Cause | Ce qu'on voit sur la courbe | Le contrôle qui tranche | La parade |
|---|---|---|---|
| Extinction différentielle en couleur | Pente ou courbure ample, sur toute la séance, sans plateau franc | Tracer le rapport de flux en fonction de la masse d'air | Comparaisons de couleur proche, cible observée haute |
| Dérive de mise au point | Creux ou bosse progressive, corrélée à la température du tube | Mesurer la largeur de l'anneau image par image | Course verrouillée, acclimatation avant le départ |
| Voile nuageux | Dispersion qui triple sur une portion, sans marche nette | Comparer le flux brut des étoiles de comparaison entre elles | Écarter la portion, la déclarer dans le compte rendu |
| Suivi qui décroche | Sauts isolés d'un point à l'autre, cible déplacée sur le capteur | Superposer les positions mesurées du barycentre | Autoguidage engagé, retour d'alignement contrôlé |
| Tache stellaire occultée | Petite bosse à l'intérieur du fond du transit | Rejouer le transit suivant : la bosse se déplace | Signaler le détail plutôt que de le lisser |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | |||
Le réseau
Les bases qui donnent les cibles et reçoivent les mesures
La circulation va dans les deux sens : les prédictions décident de la nuit, et la courbe repart accompagnée des métadonnées qui la rendent exploitable.
Trois portes d'entrée, nommées ici et détaillées ailleurs
La base historique du domaine amateur est l'Exoplanet Transit Database, ouverte en septembre 2008 par la section Étoiles variables et exoplanètes de la Société astronomique tchèque, et décrite l'année suivante dans New Astronomy par Poddaný, Brát et Pejcha. Elle fournit les prédictions de transits visibles depuis un lieu donné, accepte les courbes des observateurs, ajuste un modèle analytique et rend l'instant central, la durée et la profondeur. Son catalogue est aujourd'hui servi par le portail VarAstro de la même section, qui affiche pour chaque planète la brillance de l'étoile en magnitudes, la profondeur en pourcentage et la durée en minutes. Le second réseau est ExoClock, ouvert en 2019 pour préparer la mission Ariel de l'Agence spatiale européenne : il rassemble plus de huit cents membres, et ses catalogues successifs — 632 observations sur 83 planètes en 2020, 450 éphémérides en 2022 avec une incertitude médiane inférieure à la minute — montrent à quoi sert concrètement un instant central bien mesuré. La troisième porte est la section consacrée aux exoplanètes de l'AAVSO, dont l'organisation générale relève du guide sur les étoiles variables. Côté cibles neuves, l'archive de la NASA recensait au dernier décompte 6 333 planètes confirmées, dont 4 674 par la méthode du transit, et 8 113 candidates issues du satellite TESS en attente de confirmation — c'est dans ce dernier vivier que le travail de suivi amateur trouve sa place.
Les logiciels, cités ici et déroulés dans un tutoriel
Le dépouillement d'une courbe de transit se fait à l'aide d'AstroImageJ, un programme gratuit devenu la référence du domaine, qui enchaîne la calibration des images, la photométrie d'ouverture multi-étoiles et l'ajustement du modèle de transit. Dennis Conti en a tiré un manuel intitulé A Practical Guide to Exoplanet Observing, diffusé librement et traduit en français. La conduite pas à pas de ce logiciel — placement des ouvertures, choix des comparaisons, détendance, lecture du modèle ajusté — fera l'objet d'un tutoriel dédié sur ce site, et cette page s'arrête volontairement au seuil de la souris. Retenez seulement le principe d'organisation : on mesure la cible et plusieurs comparaisons dans la même image, on forme le rapport, on ajuste, et on regarde les résidus avant de regarder la marche. Le compte rendu qui accompagne l'envoi porte le lieu, l'instrument, le filtre employé ou son absence, la durée de pose et la façon dont l'horloge a été réglée — ces métadonnées font la différence entre une courbe archivée et une courbe utilisable.
Continuer
Avant, autour, et après le transit
Mesurer un flux, proprement Magnitude instrumentale et point zéro, photométrie différentielle, choix du rayon d'ouverture, bandes standard : le socle technique sur lequel tout transit repose. S'entraîner sur des étoiles variables Des cibles dont l'amplitude se compte en dixièmes de magnitude, un réseau centenaire, et une cadence d'observation propre à chaque type d'étoile. Le détecteur et sa régulation thermique Puits de charge, bruit de lecture, consigne de refroidissement : ce qui distingue un capteur de mesure d'un capteur d'images, et ce que la régulation change sur une longue séance. 
Tenir un carnet exploitable Hauteur, température, passages de voile, décrochages du suivi : le contexte écrit qui permet, des semaines plus tard, de trancher entre un signal et un artefact. La précision se construit avant la nuit
Un suivi qui tient quatre heures, un foyer qui reste où on l'a mis, un capteur dont la température ne bouge pas : les trois pièces qui décident si la courbe vaut quelque chose. Notre sélection d'astrophotographie, montures et guidage compris.