Transit d’exoplanète
Modéliser une courbe de transit et explorer la géométrie étoile–planète vue par l’observateur.
À propos de cet outil
Calculer le flux relatif d’une étoile occultée par une planète opaque. L’exemple représente une planète de taille jovienne sur une orbite de 3,5 jours, sans correspondre à une observation. Calculer, puis animer ou déplacer le curseur temporel. La vue et la courbe partagent la même géométrie.
L’orbite circulaire suit la loi de Kepler avec la masse stellaire ; la masse planétaire est négligée. b est la séparation projetée des centres au milieu du transit en rayons stellaires. T₁₄ va du premier au quatrième contact ; T₂₃ est la partie entièrement intérieure, nulle pour un transit rasant. L’absence de transit est un résultat valide.
La loi est I(μ)/I(1) = 1 − u₁(1 − μ) − u₂(1 − μ)², μ = √(1 − r²). La luminosité occultée est intégrée sur le recouvrement réel par quadrature en 256 étapes. Les disques uniformes et les transits centraux utilisent des formules fermées. La profondeur est la perte calculée au milieu du transit. Les coefficients aux limites sont admis.
Modèle idéal sans excentricité, taches, bruit, durée d’exposition, émission planétaire ni ajustement de données. La lecture parcourt l’intervalle affiché en huit secondes. La vue 3D est perspective ; la vue de l’observateur est la projection parallèle utilisée pour le flux.