OSSERVAZIONE DEL TRANSITO DEL PIANETA WASP_2B

Nel mese di settembre del 2014, nell’ambito dei progetti di ricerca ATA, è stata effettuata la ripresa del transito di un pianeta extrasolare. La scelta è caduta su Wasp_2b situato nella costellazione del Cigno e scoperto dal telescopio spaziale Kepler.
A causa dell’enorme divario di luminosità esistente tra i due corpi celesti, il calo di luminosità (depth) da individuare è estremamente piccolo, dell’ordine di pochi centesimi di magnitudine, valori questi, fino a pochissimo tempo fa, al di fuori della portata di strumenti amatoriali.
La scelta è stata pianificata in modo da avere alcune caratteristiche favorevoli, come:
– una buona altezza sull’orizzonte del target;
– una discreta caduta di luce del sistema stella-pianeta (almeno qualche centesimo di magnitudine);
– intervallo orario ottimale considerato che un transito medio dura circa 3 ore. A queste si devono aggiungere le sessioni realizzate fuori transito, all’incirca un’ora prima e una dopo, in modo da rilevarne la lunghezza completa.

La strumentazione utilizzata è quella preposta alla ricerca installata nella cupoletta Torsoli, nello specifico:
– Telescopio Meade ACF 14”
– CCD Sbig ST8 XE
– filtri fotometrici
Sono stati eseguiti 103 light frame e una trentina di dark frames. Ogni singolo light frame della durata di 180 secondi è stato acquisito in binning 2×2 per massimizzare la sensibilità della camera di ripresa.
La riduzione fotometrica è stata realizzata tramite Maxim DL, i cui risultati possono essere esportati in un file che successivamente viene trasformato in un formato compatibile con il software di analisi/fitting dati del sito della Czech Astronomical Society (BRNO/TRESCA/ETD) [1] utilizzato per l’elaborazione finale della curva di luce.

La figura 1 mostra la curva di luce relativa al transito osservato; vengono mostrati due grafici, il primo in alto visualizza i dati ottenuti senza alcuna elaborazione (dati grezzi ‘raw’), nel secondo viene apportata una correzione per rimuovere il contributo della massa d’aria attraversata, che varia secondo l’altezza del target e le stelle di riferimento sull’orizzonte.

Fig. 1 Curva di luce del transito planetario
Fig. 1 Curva di luce del transito planetario
Fig. 2 - Diagramma degli errori di misura
Fig. 2 – Diagramma degli errori di misura

Il software di gestione delle immagini oltre alle informazioni sopra descritte, fornisce anche una stima di alcuni parametri interessanti (Fig. 3), come il raggio del pianeta Rp (espresso in raggi gioviani) ricavato dalla profondità del transito; mentre l’inclinazione del transito viene ottenuta dalla durata del transito stesso, interpolando vari parametri che comprendono il raggio della stella, il periodo orbitale ed il semiasse maggiore. Nella colonna di sinistra sono riportati i dati del catalogo, nella colonna a destra quelli calcolati con i dati acquisiti.

Rp: 1.017 +/- 0.082                    RJup 1.174 -0.021+0.020 RJup
R*: 0.834 +/- 0.063                   RSun fixed, errors included in i
A: 0.03138 +/- 0.00142 AU     fixed, errors included in i
Per: 2.15222144 days                 fixed
i : 84.8 +/- 0.39 °                      84.85 +/-0.19 °

Infine il programma del sistema permette anche di mostrare la geometria del transito illustrato in fig. 3.

Fig. 3 - Geometria del transito
Fig. 3 – Geometria del transito

Referenze:
[1] http://var2.astro.cz/EN/brno/index.php

 

(3841) Dicicco

 

3841 DICICCO: A BINARY ASTEROID

Lorenzo Franco
Balzaretto Observatory (A81), Rome, ITALY

Alessandro Marchini
Astronomical Observatory, University of Siena (K54)
via Roma 56, 53100 Siena, ITALY

Carolyn E. Odden
Phillips Academy Observatory (I12)
Andover MA USA

Petr Pravec
Ondrejov Observatory
Ondrejov, CZECH REPUBLIC

Maurizio Scardella, Angelo Tomassini
Osservatorio Astronomico “F. Fuligni” (D06)
Via Lazio 14, 00040 Rocca di Papa (RM), ITALY

Initial observations of 3841 Dicicco indicated a period of 3.6 hours with three nights being anomalously low over part of the period. Further analysis showed that 3841 is a binary asteroid with a primary period of 3.5950 ± 0.0001 h with an amplitude of 0.19 mag and a secondary period of 21.641 ± 0.002 h with an amplitude of 0.19 mag. Both the primary eclipse and secondary eclipses were visible. We also estimate the H and G parameters to be H = 13.63 ± 0.04, G = 0.15 ± 0.05.

The S-type asteroid (Bus and Binzel, 2002) 3841 Dicicco was observed on 18 nights from 2014 Nov 21 through 2015 Jan 11. Starting from the first sessions, we noticed some anomalous attenuations in the lightcurves that made us suspect they were due to eclipse and/or occultation events (Figure 1, 2). Five observatories were in the campaign to confirm the initial observations. Table I lists the observers and equipment they used.

Observers Telescope CCD
Franco

(A81)

Klinglesmith(719)

Marchini (K54)

Odden (I12)

Scardella,Tomassini (D06)

0.2-m f/5.5 SCT

0.35-m f/10 SCT

0.30-m f/5.6 MCT

0.4-m f/8 R-C

0.35-m f/10 SCT

SBIG ST-7XME SBIG

STL-1001E SBIG

ST-10XME SBIG

STL-6303E (bin 2×2) Apogee CCD

SBIG ST-8XE

Table 1. Observers and Equipment. SCT: Schmidt-Cassegrain. R-C: Ritchey-Chretien. MCT: Maksutov-Cassegrain.

All images were calibrated with dark and flat-field frames and processed with MPO Canopus version 10.4.7.6 (Warner, 2015). Clear and R filter magnitudes were calibrated to the standard system using the method described by Dymock and Miles (2009) and CMC-15 stars with near-solar color indexes selected by using Vizier (2014).

Figure 1. Raw data from 2014 Nov 26. The data cover nine hours, which is more than two complete cycles of the lightcurve. No obvious anomalies are present.

Figure 2. Raw data from 2014 Nov 23. The data more than six hours, which is almost two complete cycles of the lightcurve. An eclipse or occultation is present at the end of the night.

Figure 3. Sixteen nights of data fit to a single period. Note that 3 nights show an obvious lowering of the lightcurve.

Using the single period solution from MPO Canopus we obtained a period of 3.595 ± 0.001 h and an amplitude of 0.19 mag (Figure 3). However it was obvious that the data from at least three nights did not fit well. Using the iterative dual period solution from MPO Canopus we obtained a primary period of 3.5950 ± 0.0001 h with an amplitude of 0.19 mag (Figure 4) and a secondary period (Figure 5) of 21.641 ± 0.002 h. The mutual eclipse/occultation events have amplitudes of 0.08 to 0.15 magnitudes. The first value gives a lower limit on the secondary-to-primary effective diameter ratio of Ds/Dp ≥ 0.28.

The data were sent then to Pravec who confirmed that it was a binary system. Authors DK, LF, and PP announced the discovery through the CBET 4033, published on 2014 Dec 8.

Figure 4: Using the 2-period search within MPO Canopus we obtain the primary period after subtracting out the secondary period.

Figure 5: Using the 2-period search within MPO Canopus we obtain the secondary period after subtracting the primary period.

H and G Determination

For each lightcurve, the R mag was measured using half peak-topeak amplitude with Peranso (Vanmunster, 2014) via a second order polynomial fit and excluding any eclipse/occultation events. The V mag was derived adding the typical color index V-R = 0.49 for an S-type asteroid (Shevchenko and Lupishko, 1998) to the R mag. Using the H-G Calculator function of MPO Canopus, we derived H = 13.63 ± 0.04 mag and G = 0.15 ± 0.05 (Figure 6). This H value is quite different from H = 13.1 published on the JPL Small-Body Database Browser (JPL, 2015).

Figure 6: H and G curve for 3841 Dicicco.

Acknowledgements

The Etscorn Campus Observatory operations are supported by the Research and Economic Development Office of New Mexico Institute of Mining and Technology (NMIMT).

References

ECO (2015), Etscorn Campus Observatory.

http://www.mro.nmt.edu/education-outreach/etscorn-campusobservatory

Bus S.J., Binzel R.P. (2002). “Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey – A Feature-Based Taxonomy.” Icarus 158, 146-177.

Dymock, R., Miles, R. (2009). “A method for determining the V magnitude of asteroids from CCD images.” J. Br. Astron. Assoc. 119, 149-156

Harris, A.W., Young, J.W., Bowell, E., Martin, L.J., Millis, R.L., Poutanen, M., Scaltriti, F., Zappala, V., Schober, H.J., Debehogne, H., Zeigler, K. (1989). “Photoelectric Observations of Asteroids 3, 24, 60, 261, and 863.” Icarus 77, 171-186.

JPL (2015). http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi

Shevchenko V.G., Lupishko D.F. (1998). “Optical properties of Asteroids from Photometric Data.” Solar System Research 32, 220-232.

Vanmunster, T. (2014). PERANSO, period analysis software.

http://www.cbabelgium.com and http://www.peranso.com

 

VizieR (2014). http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR Warner, B.D. (2015). http://www.minorplanetobserver.com/MPOSoftware/MPOCanopus.htm

ROTATIONAL PERIOD DETERMINATION OF 2717 TELLERVO AND 9773 1993 MG1

Maurizio Scardella, Angelo Tomassini, Francesco Franceschini
ATA (Associazione Tuscolana di Astronomia)
“F. Fuligni” Observatory    (MPC code D06)
Via Lazio, 14 – Rocca di Papa (RM) – 00040 – ITALY nikkor5@gmail.com

The main-belt asteroids (2717) Tellervo and (9773) 1993 MG1 were observed over several nights throughout 2015 May-August in order to determine their synodic rotational period.

The observations of the analysed asteroids were carried out from F. Fuligni Observatory using a 0.35-m f/10 ACF telescope and SBIG ST8-XE CCD camera with Bessel R filter and from Franceschini’s equipment using a 9.25″ f/6.3 reflector telescope equipped with Atik 314L- CCD camera with Astrodon R filter.  All images were dark and flat-field calibrated with Maxim DL. Differential photometry and period analysis was done using MPO Canopus (Warner, 2012).

 

 (2717) Tellervo

The lightcurve of the main-belt asteroid (2717) Tellervo was already carried out from our team during the summer 2012 (see MPB 40-2) but because scattered data acquired, his rotational period resulted quite different with respect to the value calculated in this session. Current version photos were taken during May-June 2015 over five nights. The resulting lightcurve has synodic period P = 4.213 ± 0.001 hours and amplitude 0.40 mag (Fig. 1).

2717_Tellervo_new_process_5_sessions_no27Fig. 1 Curva di luce di 2717 Tellervo

 (9773) 1993 MG1

Discovered in June 1993 by E. F. Helin at Mount Palomar Observatory, this main-belt asteroid were selected from the “Lightcurve Photometry Opportunities: July-Sept 2015” on MPB 42-3 (Warner, 2015). The observations were carried out from “F. Fuligni” Observatory and from Francesco Franceschini during four nights in July 2015.  The derived synodic period was P = 2.67 ± 0.01 h with an amplitude of A = 0.24 mag (Fig. 2).

9773_1993_MG1_3_ord5Fig. 2 Curva di luce di 9773 1993 MG1

 

References

Warner, B.D. (2012). The MPO Software, Canopus version 10.4.1.9. Bdw Publishing, http://minorplanetobserver.com/

Warner, B.D. (2012). The MPO User Guide: A Companion Guide To The MPO Canopus/PhotoRed Reference Manual. BDW Publishing, Colorado Spring, CO.

Warner, B.D. (2013). “Lightcurve of 2717 Tellervo”. Pag. 108. MPC 40-2.

Warner, B.D. (2015) “Lightcurve Photometry Opportunities: July-Sept 2015”. MPC 42-3.

http://www.MinorPlanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php

Binaria ad eclisse NSVS 11955755 (Cervoni Maurizio)

Stella binaria di magnitudine 13,459 (R) situata nella costellazione dei pesci, poco conosciuta tanto che non viene censita dai siti specializzati in questo tipo di oggetti come il Czech Astronomical Society (BRNO) [1] e il Cracow Pedagogical University [2]. Rilevata nel mese di ottobre da un membro della sezione variabili UAI, mentre riprendeva un altro target. A seguito di ciò è stata inserita nel programma di ricerca al fine di determinarne più informazioni possibili.

Di NSVS 11955755 non si conosce l’epoca iniziale, la quale non viene riportata in letteratura; mentre nel sito VSX (AAVSO) compare almeno il periodo, che risulta molto breve (0.26821d), prossimo ma non al limite per cui un sistema binario possa ancora esistere; il periodo più corto conosciuto è stato riscontrato nelle binarie tipo W Uma, di tipo EW [3].

Con queste premesse non era possibile definire se il minimo rilevato era primario o secondario: c’era bisogno quindi di programmare le riprese per sciogliere questo dubbio e contestualmente affinare le effemeridi mediante altre sessioni fotografiche.

Ho proceduto così alla rilevazione del sistema nei giorni 30/10/2014 e 01/11/2014, adoperando la ormai collaudata strumentazione della cupola Torsoli di seguito illustrata:

Telescopio Meade ACF 14”

CCD Sbig ST8XE

In entrambe le sessioni sono state effettuate pose da 180” in binning 2, con temperatura del sensore portata a 0°C per ridurre il rumore termico, riprendendo anche i dark-frame.

Nell’immagine sottostante (figura 1) è visibile il campo inquadrato, con il target quasi in posizione centrale (A Obj1). In questi casi, in cui c’è una stella praticamente a contatto con il nostro obiettivo, si deve prestare attenzione sia in fase di ripresa, raggiungendo una buona messa a fuoco in maniera da non sovrapporre le due stelle, sia in fase di elaborazione, scegliendo un giusto valore per i cerchi fotometrici con cui effettuare la stima della magnitudine. Il primo cerchio (Aperture) deve contenere solamente la stella da misurare, mentre con il secondo (Gap) si procede ad incorporare la stella vicina, in modo da non farla rientrare nell’ultimo cerchio fotometrico (Annulus), nel quale non devono comparire stelle, ma solo il fondo cielo.

Figura 1
Figura 1

Dopo aver elaborato entrambe le sessioni tramite Maxim DL, trovato il minimo con il software AVE e apportando le dovute correzioni trasformando il giorno giuliano (JD) in giorno giuliano eliocentrico (HJD), sono state raffrontate le due curve di luce per distinguere il minimo primario dal secondario (figura 2).

Figura 2
Figura 2

 

 

 

 

 

 

 

Nel diagramma di sinistra (30/10/2014) la profondità tra inizio eclisse e l’istante di minimo centrale è di 0,381 magnitudini, mentre in quella di destra (01/11/2014) si arriva a 0,504 mag., rilevando che si tratta del minimo primario, più profondo. Il giorno successivo ho segnalato il risultato ottenuto alla sez. Variabili UAI, che procedeva all’inserimento degli istanti di minimo ed alla registrazione del primario e secondario, in quanto nel predisporre le effemeridi era stato assunto arbitrariamente come minimo primario quello che in realtà si è dimostrato essere il secondario e viceversa, poiché come riportato in precedenza mancavano osservazioni per dirimere il quesito.

Nella prossima trasmissione all’IBVS (Information Bulletin of Variable Star) degli istanti di minimo acquisiti nell’annualità 2014, unitamente al minimo di NSVS 11955755 verrà riportata anche la relativa effemeride, integrando così informazioni utili a delineare le caratteristiche di questa binaria.

 

References:

[1] http://var2.astro.cz/EN/brno/index.php

[2] http://www.as.up.krakow.pl/ephem/

[3] Smith, R.C.; 1984. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, Vol. 25, NO.4/DEC, P.405, 1984. Riferimento segnalato da G. Marino (responsabile sezione Binarie a eclisse – UAI)