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Ricerca e studio di pianeti extrasolari

settembre 2007gennaio 2008

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Ricerca e studio di pianeti extrasolari

con il metodo dei transiti

Una collaborazione:

Planetary Research Team – COELUM Astronomia

Progetto a cura di Progetto a cura di Rodolfo CalancaRodolfo Calanca

© R. Calanca, Planetary Research Team, 2007-2008

PlanetaryPlanetary ResearchResearch TeamTeam

� Il Planetary Research Team, è una libera associazione di astroimageritaliani che si è posta l’obiettivo di condurre ricerche approfonditesull’utilizzo dei dispositivi digitali per l’acquisizione di immaginiastronomiche, in alta risoluzione, in tutte le loro possibili applicazioniscientifiche, con telescopi sia amatoriali sia professionali.

� Il Team è una associazione culturale e scientifica spontanea,

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Il Team è una associazione culturale e scientifica spontanea,senza statuto, senza quota di iscrizione e non in concorrenza connessun’altra associazione astronomica operante sul territorionazionale. I membri del Team non hanno obblighi od impegninei confronti di nessuno. L’uscita dall’associazione è automaticanel 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.

© R. Calanca, Planetary Research Team, 2007

Obiettivi del progetto: Search The Sky!

� Il progetto SEARCH The SKY! si prefigge lo scopo di far avvicinareun consistente numero di amatori ad attività di acquisizione edanalisi di immagini fotometriche di transiti di pianeti extrasolari.

� Gli obiettivi sono di carattere prevalentemente tecnico-scientifico,anche se non sono trascurabili gli aspetti di promozione erivalutazione dell’attività osservativa e di ricerca degli amatori di

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rivalutazione dell’attività osservativa e di ricerca degli amatori diastronomia sul territorio nazionale. Si è infatti ravvisata la necessitàdi contrastare l’atteggiamento, sostanzialmente negativo, mapurtroppo ampiamente diffuso, secondo il quale in Italia, a causadell’inquinamento luminoso e del seeing spesso mediocre, non è piùpossibile portare avanti alcun tipo di ricerca astronomica di unqualche interesse scientifico.

(continua)© R. Calanca, Planetary Research Team, 2007

Le fasi del progetto: Search The Sky!

� PRIMA FASE DEL PROGETTO:

CURVE DI LUCE

� Nella prima fase, (durata 3 mesi circa),si perseguono i seguenti obiettivi:

1. Testare strumentazione e metodi diripresa per la costruzione della curva diluce di alcuni pianeti extrasolari.Questo tipo di fotometria richiede una

� SECONDA FASE DEL PROGETTO:

RICERCA DI EXTRASOLARI IN TRANSITO

� L’obiettivo ultimo del progetto è diricercare nuovi pianeti extrasolari in areedel cielo ricche di stelle.

1. Target del progetto: alcuni ammassi apertidensi, il primo dei quali è NGC 7243.

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Questo tipo di fotometria richiede unaaccuratezza delle misure di ~0.003magnitudini.

2. Verificare l’idoneità di camere digitalicommerciali, in tecnologia CMOS, infotometria di alta precisione.

3. Ricaduta scientifica: Contribuire aduna più esatta determinazione di alcunidei principali parametri degli esopianetiin esame (raggio, densità, ecc.).

densi, il primo dei quali è NGC 7243.

2. NGC 7243 sarà ripreso in tutte le notti utili,con telescopi del diametro minimo di20cm, con esposizioni di 2 minuti adintervalli di 3 minuti, nell’arco di 3 ore(durata media di un transito planetario),per un periodo di tre mesi.

3. La ricaduta scientifica è ovvia.


Search The Sky!

Strumentazione per realizzare curve di luce

di pianeti in transito

� Per tutte e due le fasi del progetto bastano “piccoli”telescopi:

� Ottimo un newton di 15-20cm oppure

� S-C di 20cm

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� S-C di 20cm

� Si può lavorare sia in luce bianca sia con filtri.

� La fotometria in alta risoluzione dei transitiextraplanetari è un ottimo banco di prova per ledigicam, il cui uso può essere alternativo ai CCDclassici.


Search The Sky!



� E’ di grande interessel’impiego simultaneo e inparallelo, di entrambe letipologie di sensori. Adesempio: una Canon EOS 20

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esempio: una Canon EOS 20Da può essere applicata alfuoco di un C8, mentre su diun teleobiettivo di 500mm,in parallelo, potrebbeaccogliere una camera CCD.


Search The Sky!

Strumentazione per realizzare

curve di luce di pianeti in transito

� 1° esempio di Osservatorio attrezzato per la ricerca di extrasolari

� Gimmi Ratto di Pisa ha

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� Gimmi Ratto di Pisa hacostruito una bellissimastruttura in legno con tettoscorrevole. Il telescopio,un C8 con in parallelo unapo 80mm (F = 600mm), èsupportato da unamontatura Losmandy.


Search The Sky!



� 2° esempio di Osservatorio attrezzato per la ricerca di extrasolari

� Roberto Pellin nel suo Osservatorio

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� Roberto Pellin nel suo Osservatoriocon tetto scorrevole che ospita unnewton 20cm classico e al fuoco unaCanon EOS 350D


PROGETTO Search The Sky!

Tecniche fotometriche di ripresa

� PRECISIONE FOTOMETRICA

� Per raggiungere una precisione fotometrica di 0.002magnitudine, necessaria per rilevare un transito, occorreminimizzare due principali sorgenti d’errore:

� 1) Poisson noise, 2) rumore prodotto dalla

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� 1) Poisson noise, 2) rumore prodotto dallascintillazione atmosferica.


10PROGETTO Search The Sky!Tecniche fotometriche di ripresa

Poisson Noise

L’incertezza introdotta nelle misure dellamagnitudine, dal Poisson Noise è σp= 1/√N,dove N è il numero totale di fotoelettronidove N è il numero totale di fotoelettroniraccolti nell’area di misura. Affinchél’accuratezza della misura sia (ad esempio)≅≅≅≅ 0.002 magnitudini, in tale area dovremoconteggiare N = 250000 fotoelettroni.




� La scintillazione atmosferica� L’influenza della scintillazione atmosferica sull’accuratezza delle misure

fotometriche è spesso erroneamente trascurata. Se ne deve invece tenere nelmassimo conto se si vogliono ottenere dei risultati validi dal punto di vistascientifico, ricordando che la profondità della caduta di luce durante un

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scientifico, ricordando che la profondità della caduta di luce durante untransito è solamente 0.015-0.02 magn.

La scintillazione atmosferica introduce un errore espresso dalla seguenteformula approssimata, dovuta a Radu Corlan (adottata anche dall’AAVSO):

� scint = 0.09 * [A1.75 / (D0.66 * √√√√(2*t))]

� dove A è la massa d’aria (con TheSky basta cliccare su di una stella peravere subito il corrispondente valore di masse d’aria), D è il diametro incm del telescopio e t il tempo d’integrazione in secondi.




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Errore delle magnitudini prodotte dalla scintillazione atmosferica in funzione

del diametro del telescopio e del tempo d’esposizione (MASSA D’ARIA = 1)

T (secondi)

10cm 15cm 20cm 25cm 30cm 40cm 50cm

10 0.0040 0.0003 0.0027 0.0024 0.0021 0.0017 0.0015

EFFETTI DELLA SCINTILLAZIONE

10 0.0040 0.0003 0.0027 0.0024 0.0021 0.0017 0.0015 20 0.0030 0.0023 0.0019 0.0017 0.0015 0.0012 0.0010 50 0.0020 0.0015 0.0012 0.0011 0.0009 0.0008 0.0007

Errore delle magnitudini prodotte dalla scintillazione atmosferica in funzione del diametro del telescopio e del tempo d’esposizione (MASSA D’ARIA = 2)

T (secondi)

10cm 15cm 20cm 25cm 30cm 40cm 50cm

10 0.0150 0.0110 0.0092 0.0079 0.007 0.0058 0.0050 20 0.0100 0.0079 0.0065 0.0056 0.005 0.0041 0.0035 50 0.0065 0.0050 0.0041 0.0035 0.0031 0.0026 0.0022




� Le due precedenti tabelle ci dicono che:

1. Se un astro è prossimo allo zenit (massa aria = 1), l’influenzadella scintillazione è pressoché trascurabile se il tempo di

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EFFETTO DELLA SCINTILLAZIONE IN DIVERSE MASSE D’ARI A

della scintillazione è pressoché trascurabile se il tempo diintegrazione è uguale o superiore a 20 secondi, contelescopi da 10 cm in su.

2. Le cose però peggiorano man mano che ci avviciniamoall’orizzonte. A 27° di altezza (massa d’aria ≅ 2) le cose si fannodrammatiche: solamente con telescopi di 40 o 50 cm didiametro e tempi di integrazione di 50 secondi è possibileportare l’errore a circa 0.002 magn.




� NOTA SULLA PROCEDURA DI ACQUISIZIONE DELLE IMMAGINI

� Stabilizzare termicamente la 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 (diapo 11 e 12), tenendo presente che il nostro

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scintillazione atmosferica (diapo 11 e 12), tenendo presente che il nostro obiettivo è di eseguire misure con una accuratezza di almeno 2 millesimi di magnitudine (si veda la circolare n. 14 per il dettaglio dei calcoli). UN CONSIGLIO VERAMENTE UTILE: IN NESSUN CASO SI SCENDA SOTTO I 60 SECONDI DI INTEGRAZIONE.

�




� FONDAMENTALE: LA STELLA CON IL PIANETA IN TRANSITO NON DEVE AVERE PIXEL SATURI! Anzi, una delle condizioni chiave affinché la precisione fotometrica delle misure sia di 2 millesimi di magnitudine (o anche migliore) è che il livello ADU del pixel più

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(o anche migliore) 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) e di circa 1600 per una a 12 bit. Per ottenere questo risultato si potrà interporre un filtro (R oppure V), per attenuare il flusso luminoso e raggiungere quindi almeno il tempo MINIMO di integrazione.




� Il controllo del massimo livello ADU della stella durante il transito. Se ilflusso della stella scende sotto i 20000 ADU per alcune immagini consecutive(ciò potrà presumibilmente accadere dopo circa 1 ora dall’inizio delle riprese,quando cioè la massa d’aria sarà in aumento), allungare SUBITO il tempo diesposizione del 20%-30% per fare in modo che il picco massimo torni a 25-28000 ADU.

� Aggiustamenti del tempo di integrazione. E’ sufficiente eseguire un paio di

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� Aggiustamenti del tempo di integrazione. E’ sufficiente eseguire un paio diaggiustamenti del tempo di esposizione nel corso di un intero transito. Unipotetico esempio: se si parte con 60s e un picco di 25 000 ADU, dopo un’oracirca il livello potrebbe essere sceso a 20000 ADU. Per recuperare i valori di siporterà allora il tempo di integrazione a 75s (naturalmente si aggiustino questivalori in modo opportuno: se, ad esempio, non si raggiungono i 25 000 ADU,oppure se il livello di alcune immagini consecutive della stella supera il 32 000ADU). Eseguire un altro aggiustamento, con gli stessi criteri, dopo circa un’ora.




� Una volta determinata l’esposizione, eseguire alcune riprese di test,e con Astroart o MaxIm per verificare nell’immagine il rapportoS/N della stella e di quelle di confronto. Affinché l’accuratezza dellemisure sia di 2/1000 di magn., S/N dovrà essere almeno pari a 500(purtroppo, il modo di calcolare S/N di Astroart e di MAXIM non è deipiù accurati; per essere significativo il valore fornito da questi software

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più accurati; per essere significativo il valore fornito da questi softwaredovrà essere circa il doppio del valore indicato: S/N > 1000). Nel casoche S/N non raggiunga il valore indicato (cioè 1000 o più secondoAstroart o MaxIm), non aspettatevi una precisione fotometrica moltoelevata.

� Eseguite le immagini ad intervalli di 1 o 2 minuti




� Il problema del FLAT FIELD. Anche la qualità del FLAT incide in modo determinante sull’accuratezza delle misure fotometriche. REALIZZATENE MOLTI, ALMENO UNA VENTINA (MA ANCHE MOLTI DI PIU’, Daniele Gasparri ne ha ottenuti 60 per la curva di luce di TrES-4!). Il master

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ne ha ottenuti 60 per la curva di luce di TrES-4!). Il master mediano del FLAT, su molte immagini, è affetto da un piccolo errore di Poisson noise, che sarà invece rilevante con meno di 10 flat. Le stesse considerazioni valgono per i dark e i bias: realizzatene alcune decine, abbatterete così il contributo del Poisson Noise.



I primi risultati!

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Transito TrES-2 del 26 luglio 2007


Daniele Gasparri con il suo newton di25 cm, f/4.8, sul quale è installato unCCD SBIG ST7XME.

La curva di luce di TrES-2 ottenuta da D. GasparriIl 26 luglio. Lo strumento utilizzato è quello della figura a fianco.


I primi risultati!

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Transito di TrES-2 del 26 luglio 2007


Federico Manzini nello studio annesso all’Osservatorio di Sozzago, elabora la curva di luce di TrES-2.

Curva di luce di TrES-2 ottenuta da F. Manzini il 26 luglio con il riflettore di 40 cm, f/6.7, esposizioni di 10 secondi.


I primi risultati!

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Transito di TrES-2 del 31 luglio, ripreso da F. Manzini con riflettore di 40cm, CCD, 604 immagini, esposizioni di 10 secondi.

Transito di TrES-2 del 31 luglio, curva ottenuta da Daniele Gasparri, rifl. 25cm, f/4.8, CCD SBIG ST7XME, filtro IR, integr. di 160 secondi.


I primi risultati!

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Il team dell’Osservatorio di Remanzacco. Da sinistra: Vincenzo Santini, Giovanni Sostero, Antonio Lepardo, Ernesto Guido, Virgilio Gonano e Luca Donato.

Curva di luce di TrES-2 del 31 luglio all’Osservatorio di Remanzacco. Riflettore 45 cm, CCD Finger LakerIMG 1001, 630 pose in totale.


I primi risultati!

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Il Transito più importante: TrES-4


Ecco la bellissima curva di luce di TrES-4 ottenuta da

D. Gasparri la notte del 17 agosto scorso. Da notare

il fatto che la profondità del transito è di appena

15/1000 di magnitudine!


I primi risultati!

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Transito di TrES-2 del 1°settembre 2007


Il Team dell’Osservatorio di Monte d’Aria affaccendato

attorno al telescopio di 40 cm.

Da sinistra: Angelo Angeletti, Francesco Barabucci,

Fabiano Barabucci, Gianclaudio Ciampechini.

la bella curva di luce di TrES-2 del 1° settembre all’Osservatorio di Monte d’Aria, riflettore 40 cm, CCD ST7, esposizioni di 3 minuti con filtro rosso, 51 immagini ottenute.


I primi risultati!

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WASP-1

14 settembre ‘07

Osserv. AstronomicoMonte d’Aria (MC)


Curva di luce di WASP-1 ottenuta al’Osservatorio di Monte d’Aria durante il transito del 14 settembre scorso. Rifl. 40 cm, CCD SBIG ST-7ME, autoguida, no filtro. Le prime 87 esposizioni con 45 sec., le altre 63 con 40 sec., in modo da compensare il crescente assorbimento atmosferico.

Monte d’Aria (MC)


I primi risultati!

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Curva di luce con le tre osservazioni di TrES-2 fatte da Daniele Gasparri. Il risultato è interessante, conuna precisione ulteriormente aumentata. La sovrapposizione dei punti, relativi ai singoli transiti, è

notevole.

27PROGETTO Search The Sky!

II° FASE DEL PROGETTO

La ricerca di


La ricerca di

pianeti extrasolari



Ricerca dei pianeti extrasolari

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•La ricerca di pianeti extrasolari con il metodo dei transiti si attua anchedalla superficie terrestre con telescopi di dimensioni relativamentemodeste: attualmente sono in corso circa 20 progetti con questecaratteristiche.


• Il progetto SEARCH THE SKY! è dedicato alla ricerca di pianeti delledimensioni di Giove, con brevi periodi orbitali.

STRUMENTI D’OSSERVAZIONE : si utilizzeranno telescopi condiametro minimo 10 cm e campo di vista di 30’x30’, senza filtri epossibilmente con autoguida. Si potranno utilizzare sia CCD siadigicam, delle quali occorrerà determinare la precisione fotometrica nelcorso di una notte d’osservazione.




Le esposizioni saranno multiple, con tempi di 20, 40, 240 secondi

Si sospenderanno le riprese per una settimana intorno alla Luna piena


Fondamentale è la calibrazione delle immagini, quindi, realizzare una grande quantità di bias, dark e flat field per abbattere il Poisson Noise.

Utilizzare l’autoguida, ed avere l’accortezza di mettere perfettamente in polare la montatura per ridurre al minimo la rotazione del campo. Un campo ruotato produce un errore di calibrazione nell’applicazione del flat




NGC 7243

Questo ammasso aperto èuno dei possibili target


uno dei possibili targetdel Progetto. L’immagineè stata ottenuta daGimmi Ratto il 13settembre scorso con C8e Canon Eos 300D e 3minuti di integrazione




Il software di analisi di immagini alla ricerca di variazioni luminose sospette(alias possibili candidati ai transiti) opera in ambiente Linux, attraversol’accesso ad una pipeline dell’Osservatorio di Asiago, la cui gestione saràcurata da Mauro Barbieri dell’Osservatorio di Marsiglia.


In una ricerca come questa qual è la probabilità di incappare in un transito extrasolare?

Il numero di possibili transiti rilevabili è dato da una formula relativamente semplice:

Np = (N*) x (fp) x (Pg) x (Peff)




Np = (N*) x (fp) x (Pg) x (Peff)

Il significato dei termini della precedente espressione è il seguente:Np è il numero dei transiti che si pensa di poter rilevare; N* è il numero totale di stelle incluse nella ricerca; fp è la frazione di stelle con pianeti; Pg è la probabilità di


stelle incluse nella ricerca; fp è la frazione di stelle con pianeti; Pg è la probabilità di rilevare tali pianeti; Peff è la misura dell’efficienza dell’osservazione.

Proviamo a stimare i parametri della precedente espressione, in modo da definire un valore di Np credibile.

Si può supporre che in un campo come quello di NGC 7243 siano rilevabili, con i nostri sistemi di ripresa,, complessivamente 40 000 o 50 000 stelle.




Di queste stelle, circa 8000 potrebbe essere misurabili con sufficiente precisione, ma solamente un 25% circa di esse è di tipo solare (le classi spettrali FGKM sono il ns. target), pertanto possiamo aspettarci un N* = 2000.

Il parametro fp è la frazione, purtroppo non nota, di stelle con pianeti. Con una


Il parametro fp è la frazione, purtroppo non nota, di stelle con pianeti. Con una serie di considerazioni abbastanza complicate, che qui tralasciamo, possiamo attribuire a fp il valore 0.01

Il parametro Pg, cioè la possibilità geometrica di vedere un transito può essere Pg= 10% (=0.1)

Infine l’efficienza del nostro sistema di rilevamento Peff = 0.6




Il numero stimato di transiti rilevabili nella ns. ricerca sarà:

Np = (N*) x (fp) x (Pg) x (Peff) = 2000*0.01*0.1*0.6 = 1.2

La nostra ricerca potrebbe quindi avere un buon risultato (c.v.d.)!


La nostra ricerca potrebbe quindi avere un buon risultato (c.v.d.)!

FINE

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E BUON LAVORO!

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