2007_11 - Crab Nebula

C.F.F.L.M.P. Planetary Research Team
Associazione Astronomica Nazionale di Liberi Pensatori
Sede: c/o Osservatorio Astronomico Comunale di S. Giovanni Persiceto - BO - Italy
Circolare n. 11/2007
a cura di Rodolfo Calanca
e-mail: [email protected]
Indice
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Il Progetto Vesta è prossimo alla conclusione. Relazione preliminare
Un nuovo progetto: la ricerca di pianeti extrasolari con il metodo dei transiti
APPENDICE: Informazioni sui pianeti in transito e mappe fotografiche dei
relativi campi stellari
Un invito: aderite al progetto di ricerca di pianeti extrasolari!
Questo documento è stato trasmesso a:
Cristian Fattinnanzi
mail: [email protected]
Gilberto Forni
mail: [email protected]
Valentino Luppi
mail: [email protected]
Ferruccio Zanotti
mail: [email protected]
Pietro Bergamini
mail: [email protected]
Valerio Fontani
mail: [email protected]
Giuseppe Pupillo
mail: [email protected]
Giovanni Anselmi
mail: [email protected]
Carmelo Zannelli
mail: [email protected]
Germano Borgatti
mail: [email protected]
Angelo Angeletti
mail: [email protected]
Claudio Bottari
mail : [email protected]
Claudio Lopresti
Mail: [email protected]
Claudio Bertozzi
Mail:[email protected]
Silvano Paglierini
Mail: [email protected]
Questa circolare è inviata ad un’ampia lista di appassionati di astronomia potenzialmente
interessati ai programmi descritti nel seguito. Nel caso però che tali circolari non fossero
gradite (e di ciò ovviamente ci scusiamo), per sospenderne il ricevimento basterà inviare un
messaggio a: [email protected], riportando la dicitura: “circolari non gradite”.
10 luglio 2007
1
PROGETTO VESTA 2007
promosso in collaborazione con la rivista COELUM Astronomia
Il Progetto Vesta è entrato nella fase conclusiva
Il resoconto dettagliato dei risultati sul numero di settembre di COELUM
(www.coelum.com)
Il progetto Vesta, che ha visto impegnati amatori non solo italiani, si sta ormai concludendo.
E’ quindi il momento di redigere un primo bilancio di alcuni mesi di attività osservativa. Quelle che
seguono sono poche note riassuntive che saranno ampliate, attraverso un resoconto completo ed
esauriente, in un mio articolo che apparirà sul numero di settembre di COELUM Astronomia.
Come è ben noto a tutti i partecipanti, le aree di ricerca del progetto erano essenzialmente tre:
•
•
•
Riprese in alta definizione di Vesta
Astrometria e parallasse
Curva di luce
RIPRESE IN ALTA DEFINIZIONE DI VESTA
In quest’area di ricerca hanno operato C. Fattinnanzi, E. Taglioni, G. Zanier, R. Di Nasso e C. Go.
Quest’ultimo è un amatore filippino estremamente preparato che ha utilizzato un C11 a f/40 con
camera DMK 21BF04 (vedi foto sotto).
Complessivamente, i risultati ottenuti sono interessanti anche se, forse, non del tutto conclusivi.
L’obiettivo che ci eravamo posti - risolvere, senza l’impiego di un’ottica adattiva e con semplici
strumenti amatoriali, il disco di Vesta - è estremamente difficile da conseguire, perché irto di
difficoltà e di problematiche tecniche al limite delle comuni possibilità strumentali. Probabilmente chi
si è avvicinato di più all’obiettivo è stato Chistopher Go, il quale, da Cebu City, gode spesso di un buon
seeing. Rimando ancora una volta all’articolo su COLEUM, di prossima pubblicazione, per l’analisi delle
immagini e le conclusioni scientifiche che ne abbiamo tratto.
Christopher Go, da Cebu City (Filippine), con il suo C11 e
la camera DMK 21BF04, ha ottenuto delle immagini di
Vesta molto interessanti.
2
ASTROMETRIA E PARALLASSE DI VESTA
Grazie ai contributi di C. Lopresti, R. Pellin, V. Luppi e G. Forni e l’apporto esterno (preziosissimo) di
Jacky Françoise e Thierry Payet ( isola di La Reunion, nell’Oceano Indiano, a 8000 Km dall’Italia),
abbiamo raccolto una buona quantità di osservazioni che ci hanno consentito di eseguire sia rilievi
astrometrici di buona precisione, sia di documentare graficamente il valore della parallasse di Vesta.
Quest’ultimo risultato è stato raggiunto grazie alle osservazioni simultanee di Vesta del 16/17 giugno
all’isola di La Reunion eseguite da Jacky Françoise e Thierry Payet (lat.: 20° 59’ 56” Sud; long.:
55°19’ 55” Est) e da Roberto Pellin (lat.: 45° 39’ 15” Nord; long. 12° 25’ 11” Est), dall’Italia.
Roberto ha utilizzato un newton 20 cm, F= 800 mm, Canon EOS 350D, ISO 400, esposizione di tutte le
immagini di 0.3 secondi, mentre Jacky e Thierry hanno eseguito le riprese con uno Sky Watcher 80ED,
F/D = 7.5, F = 600mm, Canon EOS 10D, 400 ISO, 1 secondo di esposizione per tutte le loro immagini.
Stiamo anche studiando le immagini ottenute da Claudio Lopresti e da Roberto Pellin la notte del 19
giugno. In questo caso, con una base di misura molto più contenuta rispetto a quella con La Reunion, la
separazione dei dischetti di Vesta prodotta dalla parallasse è quasi impercettibile e di non facile
misura.
Thierry Payet (a sinistra) e Jacky Françoise (si veda il bel sito:
www.astrorun.com), sono i due amatori dell’isola di La Reunion
(nell’Oceano Indiano a est delle coste del Madagascar) che hanno
collaborato con il Planetary Team al progetto della misura della
parallasse di Vesta. Nella foto lo Sky Watcher 80ED, F/D = 7.5, F
= 600mm con il quale hanno eseguite le riprese digitali
dell’asteroide.
Roberto Pellin a fianco del suo riflettore di 20 cm che,
abbinato alla sua Canon EOS 350D, è stato utilizzato per
le riprese astrometriche di Vesta e per la determinazione
grafica della sua parallasse.
Con una linea rossa, lunga quasi 8000 Km, abbiamo indicato
sul globo terrestre la base di misura Italia - isola Reunion
che è servita a determinare la parallasse di Vesta.
3
MISURE FOTOMETRICHE E CURVE DI LUCE DI VESTA
Siamo ancora impegnati in una attenta analisi delle immagini realizzate da alcuni astroimager del
Team per la costruzione della curva di luce di Vesta, con l’ausilio dei software IRIS e MaxIm DL.
Contrariamente a quanto si potrebbe pensare, Vesta non è affatto un soggetto facile, anche perché la
sua massima variazione luminosa è di appena 0.12 magnitudini. Purtroppo però questo non è il solo
aspetto che ha complicato il lavoro degli astroimager, c’era infatti molto altro. Infatti, durante tutta
l’opposizione Vesta è stato sempre molto basso sull’orizzonte e non ha mai attraversato campi ricchi di
stelle, sufficientemente luminose, da utilizzare come confronto. Ciò ha prodotto uno scarso rapporto
S/N nelle immagini delle stelle, inficiando così, irrimediabilmente, la precisione delle misure
fotometriche e la qualità delle curve di luce.
UN NUOVO PROGETTO: LA RICERCA DI PIANETI EXTRASOLARI
CON IL METODO DEI TRANSITI
Progetto promosso in collaborazione con la rivista COELUM Astronomia
Nota introduttiva
Un paio di anni fa alcuni Osservatori astronomici dell’INAF (Padova, Catania, Napoli e Palermo),
lanciarono un progetto di ricerca chiamato RATS (RAdial velocities and Transit Search), con il quale si
intendeva coinvolgere, tra l’altro, un gruppo di amatori italiani nella raccolta delle immagini da
sottoporre ad analisi fotometrica.
RATS si prefiggeva lo scopo di rilevare i transiti di esopianeti e di caratterizzare gli eventuali candidati
con osservazioni spettrografiche ad alta risoluzione. In realtà, si è subito avuta l’impressione che il
progetto fosse lì lì per entrare direttamente in fase comatosa subito dopo l’avvio ufficiale, tant’è che,
negli ultimi 24 mesi, quasi se ne erano perse le tracce. Purtroppo, come spesso accade, molti amatori,
scarsamente attratti da progetti di lunga durata e da risultati incerti, fecero orecchio da mercante.
Solo alcuni hanno profondamente creduto nella validità di questo genere di ricerca, non certo facile e,
probabilmente, abbastanza avara di risultati nel breve periodo.
Fortunatamente, la perseveranza di quei pochi irriducibili è stata adeguatamente premiata. E’ notizia
di questi giorni che due extrasolari sono stati scoperti grazie anche all’accurato lavoro di amatori
italiani (si veda COELUM n. 108, pp. 76-77), tra i quali spiccano G. Masi (Bellatrix Observatory) ed
alcuni membri dello staff dell’Osservatorio di Monte Catino. Complimenti vivissimi ed auguri per
ulteriori importanti scoperte!
Alla luce del successo che ha giustamente favorito gli amici del Bellatrix Observatory e di Monte
Catino, noi (Planetary Team e redazione di COELUM), crediamo che sia più che mai opportuno
rilanciare il progetto RATS, coinvolgendo nella ricerca il maggior numero possibile di amatori.
4
Breve nota sui transiti di pianeti extrasolari
La ricerca di pianeti extrasolari con il metodo dei transiti è un’attività alla portata di moltissimi
amatori. Basta infatti armarsi di una buona dose di pazienza e impiegare un telescopio di 10-15 cm
(es.: il classico newtoniano) e di una camera CCD. Gli sviluppi tecnologici che hanno interessato i
sistemi di ripresa realizzati negli ultimi anni, sono poi giunti in aiuto degli amatori i quali oggi possono
disporre di digicam con sensori di grandi dimensioni che, a parere dello scrivente, ben si prestano per
questa particolare tipologia di ricerca.
Un pianeta può leggermente affievolire, per un periodo relativamente breve, la luce della stella attorno
alla quale ruota. Questo fenomeno è l’equivalente, in ambito stellare, del passaggio di Venere davanti al
Sole. Vi è però una differenza essenziale tra i due tipi di transiti. Nel caso di Venere il disco del pianeta
si proietta, in modo ben visibile per l’osservatore terrestre, davanti al disco solare, nel caso invece del
pianeta extrasolare, la stella appare come un semplice punto luminoso e tutto ciò che si può osservare
durante il fenomeno è una lievissima diminuzione della luminosità stellare.
Ovviamente, la diminuzione di luminosità è proporzionale alla superficie del pianeta ed è dell’ordine
dell’1% per un pianeta gigante simile a Giove e dello 0.01% per un pianeta della taglia della Terra.
Una limitazione del metodo dei transiti è costituita dalla bassa probabilità geometrica che ha l’orbita
del pianeta di essere correttamente orientata nello spazio al fine di produrre un transito visibile dalla
Terra. La probabilità p è data dal rapporto p = R/A, dove R è il raggio della stella e A è la distanza
stella-pianeta. La probabilità p è circa dello 0.5% per un pianeta situato ad 1 UA dalla sua stella. Ciò
vuol dire che se per osservare un transito di un pianeta posto alla distanza di 1 UA dal suo sole,
occorrerà riprendere almeno 200 stelle. Se il 10% delle stelle contenute in un determinato campo
celeste ha un pianeta a 1 UA di distanza e se volessimo rilevare 10 di tali pianeti con il metodo dei
transiti, allora dovremo esaminare almeno 20 000 stelle del campo.
Un fatto curioso è che se un abitante di un pianeta posto ad una distanza di soli pochi parsec dal nostro
sistema solare utilizzasse le nostre stesse tecniche d’indagine astronomica, intorno al nostro Sole non
troverebbe traccia di alcun pianeta!
Nel seguito illustro il primo progetto per la ripresa delle curve di luce; il
secondo progetto sarà invece riportato nella circolare n. 12/2007.
I - IL PRIMO PROGRAMMA OSSERVATIVO
COSTRUZIONE DELLA CURVA DI LUCE DI UNA STELLA DURANTE UN TRANSITO PLANETARIO
Questo progetto si prefigge lo scopo di avvicinare, in modo produttivo, un numero consistente di
amatori potenzialmente interessati ad attività di acquisizione ed analisi di immagini fotometriche di
transiti di pianeti extrasolari. Un secondo fondamentale obiettivo del progetto è, a mio parere, quello
di testare alcuni modelli di digicam per verificarne l’uso in questa tipologia di ricerca. Ricordo al
lettore che un’analisi delle prestazioni optoelettroniche di fotocamera CMOS è apparsa in una serie di
miei articoli su COELUM (si vedano i numeri: 103, 104 e 105). L’uso di digicam è particolarmente
interessante perché, disponendo di sensori di grandi dimensioni, esse sono particolarmente indicate
per ricerche di extrasolari su campi estesi, così come illustrato nel secondo progetto di ricerca.
Il programma delle osservazioni prevede la ripresa di immagini durante i transiti di 4 pianeti, riportati
nella tabella che segue.
a. Telescopi, focali e sistemi di ripresa
Tutti e quattro i pianeti extrasolari possono essere ripresi facilmente con telescopi di dimensioni
relativamente contenute. Ad esempio, un newton di 15cm oppure S-C di 20cm. Si può lavorare in luce
bianca oppure, chi dispone di buoni filtri con banda passante nel rosso (es.: quelli della serie UBVRI,
oppure RGB, 25A, ecc.) li può utilizzare per tutte le riprese. Abbiamo già accennato al fatto che questa
esperienza di fotometria sui transiti extraplanetari costituisce un ottimo banco di prova per le digicam,
il cui uso può essere alternato ai CCD classici. Naturalmente è di estremo interesse l’impiego
5
contemporaneo, su strumenti montati in parallelo, di entrambe le tipologie di sensori (ad esempio:
una Canon EOS 400D può essere applicata al fuoco di un C8, mentre su di un teleobiettivo di 500mm,
in parallelo, potrebbe accogliere una camera CCD). Voglio qui ricordare che una Canon EOS 400D ha un
sensore di 15x22mm che, al fuoco di un C8 (per il quale F = 2000mm), copre una campo angolare
apparente di 25’x37’, ossia all’incirca le dimensioni delle carte di riferimento contenute nell’Appendice
di questa circolare.
Non conviene utilizzare una focale maggiore di 2000mm a causa di una riduzione, a volte eccessiva, del
campo di vista, che comporta il rischio di perdere le stelle “giuste” di confronto. Nel caso che il
telescopio che si intende utilizzare disponga di una lunga focale, superiore a quella da noi indicata
come massima, si utilizzi un riduttore a bassa vignettatura per portarla intorno ai 2 metri canonici.
ALCUNE STELLE CON PIANETI IN TRANSITO OSSERVABILI DURANTE L’ESTATE 2007
(Elenco proposto da Mauro Barbieri – Osservatorio astronomico di Padova)
Pianeta
extrasolare
TrES-2
TrES-2
HD 209458
HD 209458
TrES-2
WASP-1
TrES-2
WASP-1
TrES-2
WASP-1
TrES-2
TrES-1
WASP-1
TrES-1
TrES-1
Inizio probabile transito
Data
17 luglio 2007
26 luglio 2007
05 agosto 2007
12 agosto 2007
28 agosto 2007
30 agosto 2007
01 settembre 2007
04 settembre 2007
06 settembre 2007
09 settembre 2007
11 settembre 2007
12 settembre 2007
14 settembre 2007
15 settembre 2007
18 settembre 2007
TU
01:10
22:21
21:55
23:07
01:11
20:18
23:46
21:15
22:22
22:13
20:57
20:40
23:10
21:23
22:06
Transito Centrale
Data
17 luglio 2007
26 luglio 2007
05 agosto 2007
12 agosto 2007
28 agosto 2007
30 agosto 2007
02 settembre 2007
04 settembre 2007
06 settembre 2007
09 settembre 2007
11 settembre 2007
12 settembre 2007
14 settembre 2007
15 settembre 2007
18 settembre 2007
TU
01:59
23:09
23:28
23:07
02:00
22:15
00:35
23:13
23:10
00:10
21:46
21:56
01:08
22:40
23:23
Fine transito
Data
17 luglio 2007
26 luglio 2007
06 agosto 2007
13 agosto 2007
28 agosto 2007
31 agosto 2007
02 settembre 2007
05 settembre 2007
06 settembre 2007
10 settembre 2007
11 settembre 2007
12 settembre 2007
14 settembre 2007
15 settembre 2007
19 settembre 2007
TU
02:47
23:58
01:01
02:12
02:48
00:13
01:24
01:10
23:59
02:08
22:35
23:13
03:05
23:56
00:40
b. Fase preliminare del progetto curva di luce pianeti extrasolari
Prima di iniziare le riprese dei transiti, è assolutamente indispensabile dedicare una/due serate
all’esatta determinazione del corretto tempo di esposizione della stella attorno alla quale orbita il
pianeta. Diamo per scontato che il sensore (CCD o CMOS) abbia una risposta lineare, pertanto non
ripeteremo tutte le lunghe e complesse procedure che ho illustrato negli articoli, già citati, apparsi su
COELUM.
Si proceda nel modo seguente. In serate con buona trasparenza, di ogni campo stellare si
acquisiscano, con il telescopio e la digicam (o CCD) che si impiegherà nel corso del progetto, delle
immagini i cui tempi di esposizione in secondi seguano uno schema simile a questo: ½; 1; 2; 2.5; 3;
3.5; 4; 4.5; 5; 5.5; 6; 6.5; 7; 7.5; 8; 8.5; 9; 9.5; 10; 11; 12; 13; 14; 15. Non è affatto necessario
superare i 15 secondi, in quanto le stelle di magnitudine 10-11 (che sono quelle di nostro interesse)
potrebbero già presentare pixel saturi oppure il sensore essere già fuori dal range di linearità.
Le immagini di ogni serie (una per ogni stella ospite) devono essere riprese in successione, senza
tempi morti, dopo essersi accertati che il cielo è libero da nubi (la presenza della Luna, in questo tipo
di ricerca, non è un fattore critico). Siccome faremo delle misure fotometriche sulle immagini,
occorrerà realizzare bias, dark (almeno 3 dark per ogni tempo di esposizione) e flat field (almeno 5
mediati) per ogni serie. Ricordate che tutte le immagini, sia quelle necessarie per determinare
l’esposizione corretta, sia quelle per le vere e proprie curve di luce, devono essere
attentamente calibrate. E’ quindi di fondamentale importanza che i flat field siano
estremamente accurati.
6
Fig. 1
Nella figura 1 è mostrata la risposta fornita dal CCD Sbig ST7 installato sul telescopio di 40cm
dell’Osservatorio di Monte d’Aria. La full well capacity dichiarata dell’ST7 è di circa 150000 e-, con un
guadagno g = 2.4 e-/ADU. In ordinata sono riportati i livelli ADU del pixel più luminoso di una
stella di magnitudine V = 10.1 (notate che la magnitudine è simile a quella di alcune delle stelle che
riprenderemo durante la nostra ricerca). I valori ADU in ordinata si ottengono con la procedura
riportata nella fig. 2.
Con il software IRIS troviamo il valore ADU del pixel più luminoso contornando
con un box la stella (si noti la sfocatura) in esame, quindi, con un clic sul tasto
destro del mouse, richiamiamo il comando Statistcs: nella casella indicata con
Max abbiamo il valore cercato.
Fig. 2
Nella serie di immagini con la quale abbiamo realizzato il grafico di fig. 1, la stella era stata
leggermente sfocata per migliorarne la misura fotometrica. Questo accorgimento è utile ma
può creare qualche problemi: in qualche caso sarà difficile, infatti, ritrovare la stessa posizione
di sfocatura, a meno che non si possano realizzare delle misure di posizione, per mezzo di un
micrometro, dell’allungamento del dispositivo di messa a fuoco rispetto ad un piano meccanico
di riferimento. In altre parole, si sfuochi solamente se si è certi di poter tornare sempre nella
stessa identica posizione.
7
In base alle considerazioni di cui sopra, l’intervallo entro il quale il telescopio di Monte d’Aria, con
ST7, fornisce le migliori prestazioni (nei termini dei valori ADU massimi) è compreso tra 40 e il 75%
della full well capacity.
Tali livelli (qui riferiti ad una stella di magnitudine 10, leggermente sfocato) si raggiungono con tempi
di esposizione compresi tra 6 e i 12 secondi. Per avere la certezza di una precisione fotometrica
elevata, si restringa l’intervallo tra il 40 ed il 60%, che si ottiene con tempi di integrazione di 6
e 10 secondi.
In fig. 3 vediamo invece la risposta fornita dalla Canon EOS 20DA installata sull’APO Megrez di 8cm, in
parallelo al 40cm dell’Osservatorio di Monte d’Aria. In ordinata sono riportati i livelli ADU del pixel più
luminoso della stella TYC 3229-3113-1, di magn. V = 10.1. L’intervallo entro il quale il sistema fornisce
le migliori prestazioni (nei termini dei valori ADU massimi dell’oggetto) è compreso tra 40 e il 75%
della full well capacity. Tali livelli sono stati raggiunti con tempi di esposizione compresi tra 3 e i 7
secondi. Come nel caso precedente, per avere la certezza di una precisione elevata è comunque
opportuno restringere l’intervallo tra il 40 ed il 60%, che si ottiene con tempi di integrazione di
3 e 5 secondi.
Fig. 3
c. Note sulle riprese digitali per la costruzione della curva di luce di pianeti
extrasolari in transito
Con l’ausilio delle informazioni contenute nella tabella a pagina 6 possiamo prepararci alle riprese di
un transito extrasolare. In precedenza abbiamo acquisito, grazie alla procedura indicata al precedente
punto b, l’esatto tempo di esposizione della stella che, con la nostra strumentazione, ci consentirà di
ottenere i migliori risultati fotometrici.
•
L’obiettivo delle riprese è di ottenere delle immagini in alta risoluzione fotometrica. Questo non è
affatto un target banale in quanto, per conseguire l’obiettivo è necessario curare con
particolare attenzione la qualità delle riprese e dei flat field. Ritengo che le riprese digitali
siano da ritenersi perfettamente riuscite quando la precisione delle misure raggiunge, con ogni
dispositivo impiegato (CCD classico o fotocamera che sia), una precisione dell’ordine di ~0.005
magnitudini.
•
Durante l’intera durata del transito (che può superare, per certe stelle, anche le tre ore) si deve
eseguire almeno una immagine ogni 2 minuti (iniziando 20 minuti prima dell’istante previsto di
inizio del transito e terminando dopo 20 minuti la conclusione prevista). Tutti i file realizzati
dovranno essere convertiti in formato FITS (ATTENZIONE: è fondamentale che il tempo in
8
TU dell’acquisizione, indicato nell’header, sia accurato al secondo!) e saranno denominati
con un numero progressivo.
•
Per migliorare la qualità delle misure fotometriche è opportuno sfocare leggermente le stelle.
Questa è una operazione che si eseguirà solamente se saremo sempre in grado, grazie ad
una serie di accorgimenti anche meccanici, di poter tornare nella posizione nella quale
abbiamo eseguito la prima calibrazione strumentale con l’immagine sfocata. In caso
contrario operare sempre al miglior fuoco.
•
PER CHI UTILIZZA DIGICAM: LA SENSIBILITA’ DEVE ESSERE IMPOSTATA A 800 ISO, un buon
compromesso tra rumore e qualità del segnale.
•
I flat field devono essere molto accurati (e ben più di uno). Il metodo classico è quello di attaccare
alla cupola (naturalmente per chi ce l’ha!) un foglio bianco non lucido, oppure utilizzare uno
schermo da diapositive. Si illuminerà indirettamente con due lampade alogene (non a filamento,
che danno una luce troppo rossa). Naturalmente ad una temperatura di colore molto elevata
corrisponde una luce più “bianca”. La qualità della calibrazione e della precisione nelle
applicazioni fotometriche di alta precisione è fortemente condizionata dalla qualità “spettrale” e
dalla uniformità dei flat.
•
Tutti coloro che dispongono di autoguida la utilizzino senza incertezze. Il motivo principale è che,
pur eseguendo il miglior flat field tecnicamente possibile, certamente il campo immagine non
risulterà totalmente piano, dal punto di vista fotometrico, in ogni suo punto. Per limitare il
conseguente ed inevitabile errore di misura, si dovrà tenere nella stessa posizione la stella per
tutta la durata dell’osservazione: per eseguire questa operazione l’autoguida è certamente
comodissima.
•
Tutti coloro che dispongono sia di camera CCD sia di digicam potrebbero realizzare, in
simultanea, con i dispositivi di ripresa applicati a due telescopi in parallelo, riprese dello stesso
campo stellare. Ciò consentirà di eseguire delle stime della precisione raggiungibile con due
diversi apparati strumentali.
•
E ORA: BUONA FORTUNA!
ESEMPI DI CURVE DI LUCE DI PIANETI IN TRANSITO
Curva di luce durante il transito di TrES-1 del 01/02 settembre 2004, ottenuta da Tonny Vanmunster in Belgio
con un 35cm, f/6.3 e ST7XME.
9
Questa curva di luce di HD 209458 con il pianeta in transito,
è stata ottenuta il 19/20 ottobre 2001 con un Meade Lx200
e CCD Sbig ST7E.
APPENDICE
INFORMAZIONI SUI PIANETI IN TRANSITO
MAPPE FOTOGRAFICHE DEI RELATIVI CAMPI STELLARI
TRANSITI PROBABILI DEL PIANETA EXTRASOLARE
TRA IL 15 LUGLIO E 30 SETTEMBRE 2007
Caratteristiche della stella:
Nome stella TrES-2
Distanza 220 pc
Tipo Spettrale G0V
Magnitude Apparente V = 11.41
Massa 0.98 Msole
Temperatura effettiva 5850 °K
Raggio 1 Rsole
A.R. (J2000.0) 19h 07m 14 s
TrES-2
Caratteristiche pianeta:
Nome pianeta TrES-2
Anno scoperta: 2006
Massa 1.98 MGiove
Semiasse maggiore 0.0367 AU
Periodo orbitale 2.47063 giorni
Eccentricità 0
Raggio 1.22 RGiove
Inclinazione 83.9°
Decl. (J2000.0) +49° 18’ 59”
10
Predizione transiti del pianetaTrES-2 nel periodo 15 luglio-30 settembre 2007
Data
Inizio probabile transito
TU
h
17 luglio 2007
26 luglio 2007
28 agosto 2007
01 settembre 2007
06 settembre 2007
11 settembre 2007
01:10
22:21
01:11
23:46
22:22
20:57
64°
83°
38°
48°
58°
69°
Data
Transito centrale
TU
17 luglio 2007
26 luglio 2007
28 agosto 2007
02 settembre 2007
06 settembre 2007
11 settembre 2007
Data
Fine transito
TU
17 luglio 2007
26 luglio 2007
28 agosto 2007
02 settembre 2007
06 settembre 2007
11 settembre 2007
01:59
23:09
02:00
00:35
23:10
21:46
02:47
23:58
02:48
01:24
23:59
22:35
h
49°
70°
24°
33*
43°
41°
NOTA: h è l’altezza della stella per una località a 43° di latitudine.
*******************************************************************************
TRANSITI PROBABILI DEL PIANETA EXTRASOLARE
TRA IL 15 LUGLIO E 30 SETTEMBRE 2007
Caratteristiche della stella:
TrES-1
Caratteristiche pianeta:
Nome stella GSC 02652-01324
Nome pianeta TrES-1
Distanza 157 pc
Anno scoperta:
Tipo Spettrale K0V
M.sini
Magnitude Apparente V = 11.8
Semiasse maggiore
Massa 0.87 MSole
Periodo orbitale
Raggio 0.82 RSole
Eccentricità
A.R. (J2000.0) 19h 04m 08s
Raggio
Decl. (J2000.0) 36° 37’ 57”
Inclinazione
2004
0.61 MGiove
0.04 UA
3.03 giorni
0.135
1.081 RGiove
88.4°
Predizione transiti del pianetaTrES-1 nel periodo 15 luglio-30 settembre 2007
Data
Inizio probabile transito
TU
h
12 settembre 2007
15 settembre 2007
18 settembre 2007
20:40
21:23
22:06
69°
59°
48°
Data
Transito centrale
TU
12 settembre 2007
15 settembre 2007
18 settembre 2007
Data
Fine transito
TU
12 settembre 2007
15 settembre 2007
19 settembre 2007
21:56
22:40
23:23
23:13
23:56
00:40
h
41°
32°
22°
NOTA: h è l’altezza della stella per una località a 43° di latitudine.
TRANSITI PROBABILI DEL PIANETA EXTRASOLARE WASP-1
TRA IL 15 LUGLIO E 30 SETTEMBRE 2007
Caratteristiche della stella:
Nome stella WASP-1
Tipo Spettrale F7V
Caratteristiche pianeta:
Nome pianeta WASP-1 b
Anno scoperta:
Magnitude Apparente V = 11.8
M.sini
Raggio 1.4 RSole
Semiasse maggiore
A.R. (J2000.0) 00h 20m 40s
Decl. (J2000.0) 31° 59’ 24”
2006
0.89 MGiove
0.04 UA
Periodo orbitale
2.52 giorni
Raggio
1.36 RGiove
Inclinazione
84°
11
Predizione transiti del pianeta WASP-1 nel periodo 15 luglio-30 settembre 2007
Data
Inizio probabile transito
TU
h
30 agosto 2007
04 settembre 2007
09 settembre 2007
14 settembre 2007
20:18
21:15
22:13
23:10
34°
48°
63°
75°
Data
Transito centrale
TU
30 agosto 2007
04 settembre 2007
09 settembre 2007
14 settembre 2007
Data
Fine transito
TU
31 agosto 2007
05 settembre 2007
10 settembre 2007
14 settembre 2007
22:15
23:13
00:10
01:08
00:13
01:10
02:08
03:05
h
75°
77°
66*
52°
NOTA: h è l’altezza della stella per una località a 43° di latitudine.
TRANSITI PROBABILI DEL PIANETA EXTRASOLARE HD 209458
TRA IL 15 LUGLIO E 30 SETTEMBRE 2007
Caratteristiche della stella:
Caratteristiche pianeta:
Nome stella HD 209458
Nome pianeta HD 209458 b
Distanza 47 pc
Anno scoperta: 1999
Tipo Spettrale G0V
Massa 0.7 MGiove
Magnitude Apparente V = 7.65
Semiasse maggiore 0.045 AU
Raggio 1.12 Rsole
Periodo orbitale 3.525 giorni
A.R. (J2000.0) 22h 03m 10 s
Raggio 1.32 RGiove
Decl. (J2000.0) +18° 53’ 04”
Inclinazione 87°
Predizione transiti del pianeta HD 209458 nel periodo 15 luglio-30 settembre 2007
Data
Inizio probabile transito
TU
h
05 agosto 2007
12 agosto 2007
21:55
23:07
51°
64°
Data
Transito centrale
TU
05 agosto 2007
13 agosto 2007
23:28
00:40
Data
Fine transito
TU
06 agosto 2007
13 agosto 2007
01:01
02:12
h
65°
52°
NOTA: h è l’altezza della stella per una località a 43° di latitudine.
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CARTE STELLARI DI 30’x30’ CENTRATE SU STELLE CON PIANETI EXTRASOLARI
TrES – 1 (cerchiato in rosso)
Magn.: R = 11.0; B = 13.0
AR(J2000.0): 19h 04m 10s
Decl.
: +36° 37’ 58”
Alcune stelle di confronto:
1 -> R = 10.90; B = 13.40
2 -> R = 10.50; B = 12.50
3 -> R = 10.30; B = 12.30
4 -> R = 10.60; B = 13.00
TrES – 2 (cerchiato in rosso)
Magn.: R = 11.1; B = 12.30
AR(J2000.0): 19h 07m 14s
Decl.
: +49° 18’ 59”
Alcune stelle di confronto:
1 -> R = 11.10; B = 12.30
2 -> R = 10.80; B = 12.50
3 -> R = 10.90; B = 12.20
4 -> R = 11.10; B = 12.30
13
WASP - 1(cerchiato in rosso)
Magn.: R = 11.4; B = 12.50
AR(J2000.0): 0h 20m 40s
Decl.
: +31° 59’ 24”
Alcune stelle di confronto:
1 -> R = 11.70; B = 12.70
2 -> R = 11.50; B = 13.50
3 -> R = 10.50; B = 12.20
4 -> R = 11.70; B = 12.70
5 -> R = 10.90; B = 12.50
HD 209458(cerchiato in rosso)
Magn.: V = 7.64
AR(J2000.0): 22h 03m 10s
Decl.
: +18° 53’ 04”
Alcune stelle di confronto:
1 -> R = 9.30; B = 11.30
2 -> R = 9,90; B = 11.70
3 -> V = 8.26
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IL PLANETARY RESEARCH TEAM
Il Planetary Research Team, è una libera associazione di astroimager italiani che si è posta
l’obiettivo di condurre ricerche approfondite sull’utilizzo dei dispositivi digitali per l’acquisizione
di immagini in alta risoluzione, con telescopi sia amatoriali sia professionali.
Ciò ha comportato anche l’attivazione di importanti collaborazioni con alcune grandi strutture
astronomiche nazionali.
Riteniamo che aderire al Team, e condividerne le esperienze, possa essere un positivo fattore di
crescita culturale e scientifico. Non è necessario avere una grande esperienza d’osservazione: ciò
che occorre è soprattutto la voglia di impegnarsi in attività di ricerca, in collaborazione con altri
astroimager.
Il Team è una associazione culturale/scientifica spontanea, senza statuto, senza quota di
iscrizione e non in concorrenza con nessuna altra associazione astronomica presente sul
territorio nazionale. I membri del Team non hanno obblighi od impegni nei confronti di
nessuno; l’uscita dall’associazione è automatica nel momento in cui viene data comunicazione
scritta a: [email protected]
Si può collaborare con il Team anche se si è soci di altri gruppi o associazioni locali o
nazionali.
ADERITE AL PROGETTO “RICERCA PIANETI
EXTRASOLARI”!
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