Eclipsing Binary Patrol

Envoyez-nous vos questions via le réseau TALK ! Nous choisirons les questions les plus fréquemment posées et y répondrons ici.

Informations de base sur le projet et les tâches de classification

Quels sont les chiffres que je vois ?

Les figures de Classification que vous voyez montrent des données prises par la mission TESS de la NASA et ressemblent généralement à cela :

Chaque figure comporte trois panneaux (étiquetés 1, 2 et 3) qui mettent en évidence diverses caractéristiques d'un candidat binaire éclipsant particulier, telles que détectées et analysées préliminairement par des algorithmes. Examinons de plus près chaque panneau.

Panneaux supérieurs : la courbe de lumière

Le panneau supérieur (étiquette 1) de chaque figure montre la luminosité d'une étoile cible particulière en fonction du temps (la courbe de lumière), où le temps observé est sur l'axe horizontal (en unités de jours) et la luminosité mesurée de l'étoile est sur l'axe vertical (en unités normalisées). Les baisses plus profondes de luminosité (idéalement mises en évidence par les bandes verticales vertes) représentent les éclipses primaires périodiques. Si présentes, les baisses plus faibles de luminosité représentent les éclipses secondaires.

Les bandes verticales vertes montrent où un algorithme de recherche de période que nous avons utilisé pense que les éclipses se produisent. Idéalement, les bandes verticales vertes devraient coïncider avec les éclipses, mais comme vous le verrez parfois, il peut y avoir un décalage en raison de données bruyantes.

Voici un gros plan du panneau supérieur montré ci-dessus :

Panneaux inférieurs gauches : la courbe de lumière "repliée en phase"

Le panneau inférieur (étiquette 2) de chaque figure montre les mêmes données que le panneau supérieur, mais "repliées en phase" selon la période EB mesurée par l'algorithme.

La période orbitale est le temps qu'un objet met pour compléter une orbite complète autour de l'autre objet. Elle est indiquée par les phases 0 (début de la période), 1 (fin d'une période, lorsque l'orbite complète autour de l'étoile cible est terminée), 2 (fin de deux périodes, lorsque deux orbites complètes autour de l'étoile cible sont terminées), etc.

Le repliement en phase consiste simplement à couper l'ensemble de la courbe de lumière en segments de longueur égale et à empiler tous les segments les uns sur les autres. La longueur de chaque segment est longue d'une période, c'est-à-dire la distance entre deux bandes verticales vertes consécutives dans le panneau supérieur. L'axe horizontal du panneau inférieur gauche montre la phase orbitale de la courbe de lumière qui, pour une période orbitale, va de la phase = 0 (début d'une période) à la phase = 1 (fin de la période). Mathématiquement, la phase = temps divisé par période.

Ici, la phase est étendue de -0,4 à 1,6 pour couvrir deux périodes orbitales afin que nous puissions voir le schéma général de la courbe de lumière. En conséquence, les éclipses primaires se répètent aux phases 0 et 1. Si présentes, les éclipses secondaires se répètent également à leur phase respective, par exemple 0,5 et 1,5.

Les panneaux inférieurs gauches ressemblent généralement à cela :

Ici, la période binaire éclipsante mesurée est correcte et toutes les éclipses primaires (baisses plus profondes) se replient aux phases 0 et 1 (explication plus détaillée des phases orbitales ci-dessous). Pour cette cible particulière, il y a aussi des éclipses secondaires (baisses moins profondes) qui se replient près des phases 0,5 et 1,5. Notez qu'en général, les éclipses secondaires peuvent se situer à toute phase autre que 0 et 1.

Dans le cadre du processus de classification, nous confirmerons si le modèle des données TESS (panneaux supérieurs) prédit correctement les éclipses primaires aux phases 0 et 1 (panneaux inférieurs gauches), et, si présentes, si des éclipses secondaires se trouvent quelque part entre les phases 0 et 1.

Panneaux inférieurs droits : les images TESS

L'objectif de cette image est de vérifier que nous examinons la bonne cible et de vérifier de manière complémentaire que les mesures TESS pour la cible en question sont fiables.

Le panneau inférieur droit de chaque graphique (étiquette 3) montre une image TESS "à timbre-poste" de 11x11 pixels centrée près de l'étoile cible (représentée par un symbole d'étoile rouge). Ces "timbres-poste" sont utilisés pour trouver la position en pixels de la source des éclipses (représentée par un cercle noir ouvert). Pour le contexte, chaque pixel TESS couvre environ 400 secondes d'arc du ciel. Les pixels sont minuscules -- pour référence, l'ensemble du ciel couvre environ 535 milliards de secondes d'arc !

Les panneaux inférieurs droits ressemblent généralement à cela :

Idéalement, les panneaux inférieurs droits montreront un seul "point" brillant bien défini (pixelisé) situé près du centre de l'image et étalé sur plusieurs pixels. C'est ce que vous devez rechercher dans les classifications. Ignorez les points, étoiles et cercles !

Ce ne sera pas toujours le cas, cependant, car il existe de nombreux faux positifs et mesures non fiables dans l'ensemble de données. Avec votre aide, nous pourrons les filtrer !

Quels sont les objectifs scientifiques du projet ?

L'objectif scientifique principal d'EB Patrol est de créer un catalogue uniforme et validé de toutes les étoiles binaires éclipsantes observées par TESS. Cela fournirait une meilleure compréhension de la formation, des propriétés orbitales et physiques, ainsi que de l'évolution des étoiles binaires rapprochées trouvées dans divers environnements galactiques, populations stellaires et à divers stades évolutifs.

FAQ : Classification des images pour Eclipsing Binary Patrol

Parfois, il semble que la période mesurée est trop longue ou trop courte par un facteur de 2, 3, etc. Pourquoi est-ce le cas ?

Cela se produit lorsque l'algorithme compte incorrectement les éclipses primaires. Dans de tels cas, les panneaux inférieurs gauches peuvent montrer des éclipses "secondaires" entre les phases 0 et 1 qui sont identiques aux éclipses primaires, ou même plus profondes. Cela indiquerait que la période mesurée est fausse par un facteur entier par rapport à la période correcte, c'est-à-dire 1/3, 1/2, 2, 3, etc. Lors de l'examen d'un candidat binaire éclipsant pour ce problème, examinez de plus près les panneaux supérieurs et inférieurs gauches. Voyons comment cela peut apparaître lors des classifications.

Voici un exemple de candidat binaire éclipsant où l'algorithme a compté chaque autre éclipse primaire (voir les bandes verticales vertes dans le panneau supérieur). Les fortes modulations de la courbe de lumière ont trompé l'algorithme en lui faisant manquer les éclipses primaires aux phases 0,5 et 1,5 ! En conséquence, la période mesurée (1,26 jours) est un facteur de 2 trop longue -- la période réelle est de 0,63 jours :

Voici un autre exemple, où l'algorithme a

compté chaque éclipse primaire et chaque éclipse secondaire (au lieu de seulement les éclipses primaires) et a décidé que la période est d'environ 2,2 jours. L'inspection visuelle identifie rapidement le problème de "facteur deux" et montre que la période mesurée est un facteur de 2 trop courte -- la période réelle est d'environ 4,4 jours.

Notez qu'un facteur de deux peut être le plus courant, mais il peut y avoir des cas où le facteur est plus élevé (3, 4, etc.). Voici un exemple d'une période mesurée qui est un facteur de trois trop longue :

Pourquoi certains des panneaux inférieurs droits semblent-ils bizarres ?

Parfois, les panneaux inférieurs droits ne montrent pas un seul "point" brillant bien défini (pixelisé) situé près du centre de l'image et étalé sur plusieurs pixels :

Ces images sont causées par de forts effets systémiques ("bruit") qui rendent la position en pixels des éclipses (parfois appelée le "centre de lumière", ou "photocentre") peu fiable. Ici, le "bruit" est tout signal apparent dans les données qui n'est pas d'origine astrophysique.

Dans de tels cas, les mesures devront être soigneusement reprises -- si possible. Si vous voyez de telles images, vous pouvez en discuter sur les Talk Boards avec le hashtag #noisyimage.

Si je fais une erreur, puis-je revenir en arrière et modifier mes réponses ?

Vous pouvez modifier vos réponses tant que vous n'avez pas appuyé sur le bouton 'Terminé' ou 'Terminé & Parler'. Cependant, une fois que vous avez soumis votre classification, elle est directement enregistrée dans notre base de données et vous ne pourrez plus la modifier. Mais ne vous inquiétez pas ! Chaque image est examinée par plusieurs bénévoles, donc les erreurs éventuelles sont corrigées.

Comment savoir si je fais bien les choses ?

Pour citer le projet Planet Hunters TESS : "Les êtres humains sont très bons en reconnaissance de motifs, et généralement, votre première réponse est probablement la bonne". Nous vous encourageons à faire preuve de votre meilleur jugement. Utilisez les exemples dans le tutoriel, le guide de terrain et Talk via le bouton "besoin d'aide pour cette tâche".

Hashtags

Une bonne option pour simplifier la classification des objets est d'utiliser des hashtags.

Consultez le guide de terrain et les Tableaux de discussion pour des suggestions telles que #noise, #incorrectperiod lorsque le modèle ne prédit pas correctement les éclipses aux phases 0 et 1, #offtarget (le signal EB provient d'une étoile de champ voisine), ou même #needsmoreeyes, ce qui pourrait signifier que nous pourrions examiner un système stellaire multiple ou multiplanétaire — ou inventez les vôtres ! Les hashtags permettent également une recherche rapide et facile de sujets particuliers.

Plus d'informations pour ceux qui souhaitent en savoir plus

Que signifie TIC ?

"TIC" signifie TESS Input Catalog. Le nom du catalogue TIC ressemble à "TIC NNNNNNNNN". Une fois que vous avez le numéro TIC de votre étoile, vous pouvez trouver des images de l'étoile et plus de détails sur le Mikulski Archive for Space Telescope (MAST). En haut à gauche de la page, vous verrez les mots "Select a collection...". Choisissez "MAST Catalogs" dans le menu déroulant. Ensuite, utilisez le menu déroulant "Mission:" pour naviguer jusqu'à "TESS Input v8". À droite, l'écran indique "et entrer la cible :". Tapez le nom de votre étoile dans cette case sous la forme "TIC NNNNNNNNN" et cliquez sur "Search".

Où puis-je trouver des informations sur l'étoile que je consulte ?

Commencez par cliquer sur le bouton "i" dans un cercle situé sous l'image que vous avez classifiée, en bas à droite. Un pop-up apparaîtra avec un lien qui ressemble à ceci : "ExoFOP-TESS Link: https://exofop.ipac.caltech.edu/tess/target.php?id=177160057". Cliquez sur le lien et vous serez dirigé vers une page du programme de suivi des exoplanètes (ExoFOP) avec de nombreuses informations sur la cible :

Si vous souhaitez trouver encore plus d'informations sur cette cible, faites défiler la page ExoFOP et recherchez les "Liens externes" en bas à gauche :

Cliquez sur ces liens pour voir des informations sur votre cible dans d'autres catalogues : SIMBAD, MAST, Keck Observatory Archive, etc.

Qu'est-ce que le Fast Lightcurve Inspector et comment l'utiliser ?

Le Fast Lightcurve Inspector (FLI) est une plateforme en ligne pour l'inspection et l'analyse interactive des données TESS. Il peut être accédé via le bouton 'i' sous chaque image.

Il montre la courbe de lumière complète non filtrée de l'étoile cible telle qu'observée par TESS et permet une manipulation à la demande des données, y compris le repliement en phase ! Par exemple, vous pouvez utiliser FLI pour confirmer si une caractéristique intéressante dans une courbe de lumière particulière peut être attribuée à un candidat étoile binaire éclipsante. Cela peut être particulièrement utile dans les situations où les données sont assez bruyantes, par exemple, lorsque la courbe de lumière est très variable ou les éclipses sont peu profondes.

Certaines de ces tâches ne pourraient-elles pas être effectuées par un ordinateur ?

Oui ! La plupart des analyses visant à identifier les faux positifs dans les données TESS sont réalisées par des ordinateurs. Cependant, les résultats peuvent parfois être peu fiables, surtout lorsque le nombre d'éclipses détectées est faible, leur rapport signal/bruit est bas en raison par exemple d'artéfacts instrumentaux et/ou astrophysiques, et/ou les effets systématiques dominent les données.

Par exemple, voici une courbe de lumière montrant des événements de brillance périodique au lieu d'éclipses (probablement en raison d'effets systématiques) :

Ce n'est pas surprenant. L'algorithme de recherche passe au crible des centaines de milliers de courbes de lumière et peut parfois se tromper. Les machines peuvent aussi faire des erreurs — et c'est (en partie) pour cela que nous avons besoin de votre aide !

De plus, l'ordinateur mesure le centre de lumière des images que vous voyez ici (les panneaux en bas à droite), indépendamment de leur qualité, et le compare automatiquement à la position dans le catalogue de l'étoile correspondante. Notez que les panneaux en bas à droite sont moyennés sur toutes les éclipses détectées. Évaluer la qualité de l'image par éclipse est très complexe, chaque étoile cible ayant ses propres particularités de données, problèmes et systématiques, et parfois les différences entre une bonne image et une mauvaise sont subtiles. Les yeux humains excellent dans l'évaluation de ces cas plus difficiles !

Y a-t-il des projets de science citoyenne liés à TESS spécifiquement pour les exoplanètes sur Zooniverse ?

Oui ! Vous pouvez consulter le projet Planet Hunters TESS, où vous pouvez examiner les courbes de lumière de TESS et aider à identifier de nouveaux candidats à des exoplanètes en transit.

En quoi Eclipsing Binary Patrol est-il différent de Planet Hunters TESS et Planet Patrol ?

Ici, nous distinguons entre les candidats aux étoiles binaires éclipsantes et les imposteurs. Cela dit, certains de nos candidats peuvent montrer des événements supplémentaires dans leurs courbes de lumière qui pourraient suggérer la présence de planètes en transit !

Dans Planet Hunters TESS, vous pouvez aider à rechercher dans la base de données TESS des objets intéressants tels que des candidats à des planètes ou des étoiles binaires éclipsantes.

Dans notre projet sœur Planet Patrol, nous avons examiné des milliers de candidats connus à des exoplanètes en transit et identifié des centaines de faux positifs. Vous pouvez trouver le catalogue ici.

Pourquoi vois-je parfois de petits points rouges sur certains des panneaux en bas à droite ?

Les différents symboles dans les panneaux en bas à droite sont utilisés par l'équipe scientifique pour une analyse approfondie des données. Vous pouvez les ignorer lors de la classification des images. Si vous êtes curieux de leur signification, voici un aperçu bref.

Les points rouges représentent des étoiles qui se trouvent près de l'étoile cible de TESS lorsqu'elle est projetée sur le ciel (mais pas nécessairement physiquement associée à l'étoile cible) et sont suffisamment brillantes pour produire les éclipses détectées. Les points rouges nous indiquent si l'étoile cible est une étoile binaire éclipsante ou un imposteur.

Idéalement, les points rouges seront clairement séparés à la fois de l'étoile rouge (la position de la cible selon le catalogue Gaia) et du cercle noir (la position mesurée de la source des éclipses). Dans cette situation, les étoiles voisines correspondant aux points rouges peuvent être écartées en toute sécurité comme faux positifs potentiels, et l'étoile cible est confirmée comme une véritable étoile binaire éclipsante. Voici un exemple :

Dans d'autres cas, un point rouge sera proche du cercle noir ouvert — et les deux seront clairement séparés de l'étoile rouge. Dans ce scénario, l'étoile binaire éclipsante n'est pas l'étoile cible mais l'étoile voisine correspondant à ce point rouge ! Voici un exemple :

Parfois, l'étoile rouge, le cercle noir et un point rouge seront très proches les uns des autres. Voici un exemple pour le cas de TIC 348842168 :

À gauche, vous pouvez voir l'image TESS de 5x5 pixels. À droite, vous pouvez voir une image correspondante du Digitized Sky Survey (DSS) avec les pixels TESS superposés. Comme les pixels DSS sont environ 20 fois plus petits que ceux de TESS, la résolution de l'image correspondante est beaucoup plus élevée. Vous pouvez inspecter l'image DSS de manière interactive ici.

Le point rouge sur l'image TESS représente une étoile de champ voisine (TIC 737405737) qui est séparée de l'étoile cible (TIC 348842168) par seulement 1,5 arcsec — c'est moins d'un dixième d'un pixel TESS! Sur l'image DSS, TIC 737405737 est le petit symbole x jaune juste au-dessus de la petite mire.

L'une de ces deux étoiles est l'étoile binaire éclipsante et l'autre est un imposteur. Cependant, c'est aussi loin que nous pouvons aller en nous basant uniquement sur les données TESS pour cette cible particulière. Une séparation projetée sur le ciel de 1,5 arcsec est trop petite pour que l'algorithme puisse déterminer laquelle est laquelle... Vous pouvez mentionner les cibles comme celle-ci dans les Tableaux de discussion avec le hashtag #fscp ("Field Star in Central Pixel" qui est suffisamment brillante pour contaminer mais trop proche de la cible pour être écartée).

Vous souhaitez faire plus avec Eclipsing Binary Patrol ?

Êtes-vous intéressé à en savoir plus sur les étoiles binaires éclipsantes et/ou à vous impliquer davantage dans le projet au-delà de la simple classification ? Si oui, vous pouvez nous envoyer votre email via ce formulaire Google et nous vous ajouterons à notre groupe d'utilisateurs avancés.

Pensez-vous avoir découvert quelque chose d'intéressant ?

Pensez-vous avoir trouvé un système stellaire multiple avec des éclipses ou des événements de transit supplémentaires entre les principales éclipses ? Ceux-ci peuvent se présenter sous une grande variété de configurations, formes, motifs et caractéristiques de courbes de lumière et sont généralement caractérisés par un ou plusieurs "outliers" superposés au modèle d'éclipse régulier. Voici quelques exemples de systèmes triples produisant une étoile binaire éclipsante ("EB") ainsi que des éclipses tertiaires ("tert") :

Pour plus d'exemples, vous pouvez consulter cet article et les références qui y figurent.

Vous pouvez taguer de telles cibles sur Talk avec le hashtag #needsmoreeyes. Vous pouvez également remplir ce formulaire Google où nous suivons les candidats potentiels.