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

 

Annunci

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)