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PROGETTO TRANSITI EXTRASOLARI , EAN 2008-2009 - Rodolfo Calanca |
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Rodolfo Calanca, Angelo Angeletti UN PROGETTO EAN: L’OSSERVAZIONE DEI TRANSITI DI PIANETI EXTRASOLARI I transiti del periodo Novembre-Dicembre 2008 ISTRUZIONI PER LE RIPRESE DIGITALI DEI TRANSITI
L’EAN propone una nuova campagna osservativa dei transiti di pianeti extrasolari con l’obiettivo di attivare delle collaborazioni al fine di ottenere delle curve di luce più complete, prodotte con i dati di tutti coloro che aderiranno al progetto. Proponiamo una lista di probabili transiti tra novembre e dicembre 2008, tutti abbastanza profondi e quindi facilmente rilevabili, essi riguardano i pianeti delle stelle XO-3, WASP-1, HA-P-6 e l’ormai “mitico” XO-2, ben noto a tutti coloro che ci hanno seguito nel progetto Extrasolari Live, quando eravamo ancora Planetary Research Team. Come è stato ampiamente dimostrato con il lavoro svolto in questi ultimi 15 mesi, è sufficiente un piccolo strumento e una camera CCD per ottenere risultati scientificamente apprezzabili. La magnitudine delle stelle con pianeti in transito è compresa tra la 10 e la 12 circa, non è pertanto necessario disporre di grandi strumenti per poter rilevare e studiare, in alta precisione, la curva di luce durante il transito di un pianeta. Tali strumenti devono però essere di buona qualità ottica, meccanica ed elettronica. Ecco alcune utili indicazioni nella scelta e nell’uso del proprio equipaggiamento strumentale. Si possono impiegare telescopi, riflettori, rifrattori o S-C a partire da 15 –20 cm di diametro, possibilmente con focali non troppo lunghe, per avere la certezza di trovare nel campo di vista del sensore le stelle di confronto utili per la fotometria differenziale. Quando necessario, inserire un riduttore di focale di buona qualità e bassa vignettatura. La focale “ideale” dovrebbe essere compresa tra 1 e 2 metri. Ad esempio, con una camera CCD SBIG ST-8 (sensore di 9.2 x 13.8 mm) e 1 metro di focale il campo utile è 31’x47’, mentre si riduce a 15’x24’ con 2 metri. Con un CCD simile e 1 metro di focale, troveremo sempre almeno una stella di confronto nel campo di ripresa. E’ opportuno che il telescopio sia in montatura equatoriale e in postazione fissa; per chi non ha una tale postazione è importante che lo stazionamento polare sia molto accurato, per evitare che le immagini siano affette dalla rotazione del campo, fenomeno che può risultare assai rilevante quando si segue per ore un oggetto celeste. Il moto orario deve essere perfetto; i dischi stellari non devono essere “mossi”, pena una consistente perdita di precisione nelle misure fotometriche. E’ altamente consigliato l’uso dei dispositivi di autoguida. Se non si dispone di questo utilissimo accessorio, è fondamentale limitare il tempo di esposizione all’intervallo entro i quale il moto orario garantisce un accurato inseguimento stellare (che non deve essere comunque inferiore ai 60 secondi). Ricordare che un CCD con buone prestazioni fotometriche deve avere un ridotto “readout noise” (l’errore che si introduce durante la lettura di un fotoelemento della matrice).
Riassunto della procedura di ripresa delle immagini digitali
Ed ora alcune note sulla procedura di acquisizione delle immagini. Attendere la stabilizzazione termica della strumentazione prima di iniziare le riprese. Fissare il tempo MINIMO di integrazione in funzione del diametro del telescopio e della massa d’aria del campo stellare con la formula per la scintillazione atmosferica. Ovviamente, si potrà allungare il tempo d’esposizione, sempre che il telescopio disponga di un adeguato moto orario o, meglio, di autoguida. Nel pieno rispetto, però, della condizioni che seguono. E’ FONDAMENTALE CHE LA STELLA CON IL PIANETA IN TRANSITO NON PRESENTI PIXEL SATURI! È importante che anche le stelle di confronto non abbiano pixel saturi, per questo si deve fare in modo che nel campo inquadrato ci siano stelle di confronto di magnitudine paragonabile a quella in esame. Una delle condizioni inderogabili affinché la precisione fotometrica sia elevata è che il livello ADU del pixel più luminoso della stella con pianeta in transito sia intorno a 25000 (per una camera CCD a 16 bit) o di circa 1800-2000 ADU per una a 12 bit (CCD o digicam). Se il tempo imposto dalla scintillazione atmosferica è però troppo elevato e quindi la stella satura, terremo invariato il tempo di esposizione in due modi: 1) interponendo un filtro (R, V, I oppure neutro), per attenuare il flusso luminoso e raggiungere almeno il tempo MINIMO di integrazione; 2) in alternativa, sfocheremo l’immagine stellare di 4 o 5 volte la FWHM. Ricordarsi di non scendere mai sotto il tempo minimo che risulta dai calcoli della scintillazione. Una volta determinata l’esposizione, eseguire alcune riprese di test del campo in esame, e con Astroart o MaxIm verificare il rapporto (S/N) (segnale su rumore) della stella con pianeta in transito e delle stelle di confronto. Affinché l’accuratezza delle misure sia di 0.002 magnitudini, (S/N) dovrà essere almeno pari a 500. Eseguire le immagini ad intervalli di circa 2 minuti iniziando almeno mezz’ora prima dell’inizio del transito e terminando almeno mezz’ora dopo la fine (meglio ancora se si riprende per un’altra ora). La qualità dei flat field incide in modo determinante sull’accuratezza delle misure fotometriche. L’accorgimento è di realizzarne molti, anche diverse decine per poi mediarli. In tal modo il master mediano del flat, su molte immagini, è affetto da un errore ridotto di Poisson noise. Per lo stesso motivo occorre realizzare molti dark frame e bias frame. Per poter mettere insieme i dati di più osservatori è necessario che tutti sincronizzino i tempi di acquisizione delle immagini attraverso internet o un orologio radiocontrollato, la precisione deve essere al secondo. TRANSITI EXTRASOLARI NEL PERIODO NOVEMBRE-DICEMBRE 2008 (i dati sono tratti da: http://207.111.201.70/transitsearch/dynamiccontent/candidates.html)
Con h° è indicata l’altezza sull’orizzonte della stella per la latitudine di 44° N e la longitudine di 12° E. Caratteristiche di HAT-P-6
FIG. 2
LE CURVE DI LUCE DI DUE TRANSITI DI HAT-P-6
La curva superiore è stata ottenuta il 26 ottobre 2006 al telescopio FLWO di 1.2m, sul quale era operante la KeplerCam (z-band). La curva inferiore è del 4 settembre 2007 (R.W. Noyes et al., Hat-P-6b: A Hot Jupiter Transiting a Bright F Star, arXiv:0710.2894v3).
Caratteristiche del sistema di WASP-1
FIG 4: UNA CURVA DEL TRANSITO DI WASP-1 OTTENUTA CON UN TELESCOPIO DI 11 POLLICI E 60 SECONDI DI ESPOSIZIONE - LA PRIMA CURVA MOSTRA GLI EFFETTI DELLA CORREZIONE DEGLI ERRORI SISTEMATICI, LA SECONDA SENZA CORREZIONI (si veda: http://brucegary.net/AXA/WASP1/wasp1.html)
Caratteristiche del sistema di XO-2b
Caratteristiche del sistema di XO-3b
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