Circolare n. 21/2007

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1 Planetary Research Team Associazione Astronomica Nazionale di Liberi Pensatori Sedi: c/o Osservatorio Astronomico Comunale di S. Giovanni Persiceto - BO Italy c/o Osservatorio Astronomico Padre F. De Vico Monte d Aria Serrapetrona MC - Italy a cura di: Circolare n. 21/2007 Rodolfo Calanca Vicedirettore COELUM Astronomia Angelo Angeletti Direttore Osserv. Astr. Monte d Aria Serrapetrona (MC) Cristian Fattinnanzi Astroimager, curatore e coordinatore del Mars Project planetary.team@gmail.com Indice Rodolfo Calanca, Angelo Angeletti, L OSSERVAZIONE PUBBLICA DEL TRANSITO DI XO-2b, pagina 2 Cristian Fattinnanzi, MARS PROJECT 2007, pagina 3 Rodolfo Calanca, Cristian Fattinnanzi, OSSERVAZIONI DI MARTE AL RIFRATTORE DI 40CM DI COLLURANIA, pagina 4 Paolo Bacci et al., RESOCONTO OSSERVAZIONI DI (1) CERERE, pagina 5 Hubert Boussier, L OSSERVAZIONE DEL TRANSITO DI WASP-1 DEL 06 NOV SCORSO, pagina 8 Rodolfo Calanca, Angelo Angeletti, TRANSITI DI PIANETI EXTRASOLARI TRA NOVEMBRE 2007 E APRILE 2008, pagina 12 NOTA IMPORTANTE: 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, per sospenderne il ricevimento basterà inviare un messaggio a: planetary.team@gmail.com, riportando la dicitura: circolari non gradite. LE CIRCOLARI DEL TEAM E LE NEWS SONO DISPONIBILI AGLI INDIRIZZI: novembre

2 PLANETARY RESEARCH TEAM EXOPLANET LIVE! ASSOCIAZIONE ASTROFILI CRAB NEBULA TOLENTINO (MC) COELUM ASTRONOMIA Rodolfo Calanca - Angelo Angeletti PROGETTO EXOPLANET LIVE! L OSSERVAZIONE PUBBLICA DEL TRANSITO DI XO-2b E UNA GRANDE INIZIATIVA PUBBLICA DEL PLANETARY RESEARCH TEAM COELUM ASTRONOMIA Il 31 ottobre scorso, durante la conferenza di Angelo Angeletti, I PIANETI EXTRASOLARI, che si è tenuta a Tolentino (MC), abbiamo annunciato la data di una grande manifestazione: l osservazione pubblica del transito del pianeta extrasolare XO-2b il 27 febbraio 2008; il fenomeno sarà seguito attraverso i telescopi, e commentato per il pubblico, dalle 22:55 alle 1:41. XO-2b è un pianeta scoperto quest anno da un gruppo internazionale di ricercatori, tra i quali due bravissimi italiani, F. Mallia e G. Masi. Ciò che oggi sappiamo di questo lontanissimo sistema solare, ci consente di dire che XO-2b è appena un po più piccolo di Giove, percorre la sua orbita in 2 giorni e 15 ore ad una distanza di 5,5 milioni di chilometri dalla sua stella, la quale dista da noi 500 anni luce, è di colore arancione ed ha le dimensioni del nostro Sole. Perché proponiamo al pubblico un evento scientifico così particolare? La ricerca dei pianeti extrasolari è una recentissima branca dell astronomia che sta assumendo sempre più un ruolo fondamentale per le sue rilevanti implicazioni in ambito sia culturale sia filosofico. Perché è da lì che potrebbe giungere una risposta, forse in un futuro neppure troppo lontano, ad una delle domande cruciali che l umanità si pone da millenni, almeno fin dai tempi in cui occhi illuminati da un incerto barlume di consapevolezza di sé, si sollevarono al cielo: esistono altre forme di vita, altri mondi abitati? Sono passati appena dodici anni da quel 6 ottobre 1995, quando, a Firenze, gli astronomi dell Osservatorio di Ginevra, Michel Mayor e Didier Queloz annunciarono che, per la prima volta nella storia, era stata rilevata la presenza di un pianeta intorno ad un altra stella, diversa dal Sole (chiamata dagli astronomi 51 Pegasi) la cui luce giunge a noi dopo un lungo viaggio che dura ben 50 anni. Si tratta di un pianeta, 160 volte più massiccio della Terra e che orbita attorno alla sua stella in poco più di 4 giorni, ad una distanza di 7,5 milioni di km. La convinzione dell esistenza di altri mondi abitati da forme di vita è sicuramente impressa nel DNA del genere umano, ma dimostrarlo è tutt altra cosa. Il primo fondamentale passo da compiere in questa direzione, è indubbiamente costituito da una sorta di mappatura dei pianeti 2

3 extrasolari orbitanti attorno a stelle del nostro stesso braccio a spirale della Galassia. Ciò è possibile grazie all applicazione di sofisticate tecniche osservative, le stesse che utilizzeremo durante l evento, che ci permettono di rilevare i cosiddetti transiti. Quando la geometria del sistema planetario lo consente è infatti possibile osservare il passaggio di un pianeta davanti al proprio sole: si produce infatti una piccola eclisse! Data la grande distanza, non è possibile vedere direttamente il pianeta, si può però misurare una minuscola diminuzione di luminosità della stella durante il passaggio del pianeta davanti al disco della stella. L obiettivo dell evento, che ha carattere sovranazionale, è di mostrare al pubblico, per la prima volta al mondo, lo svolgimento del transito di un pianeta extrasolare, attraverso i telescopi di oltre 20 Osservatori astronomici popolari italiani che, per l occasione, saranno aperti al pubblico ed alle scuole. Per conseguire questo risultato è necessaria la collaborazione del maggior numero possibile di Osservatori astronomici pubblici sul territorio nazionale! Agli Osservatori partecipanti, distribuiremo del materiale illustrativo di supporto, appositamente studiato per essere utilizzato nel corso delle conferenze pubbliche, inoltre, forniremo un software che automatizzerà buona parte delle procedure di acquisizione ed elaborazione delle immagini, fino all ottenimento della curva di luce. Questo software è in preparazione all Osservatorio di Monte d Aria, a cura di Angelo Angeletti e Fabiano Barabucci. Aderite alla manifestazione scrivendo a: planetary.team@gmail.com. Per informazioni sul software in preparazione: angelo.angeletti@virgilio.it MARS PROJECT 2007 Un progetto Planetary Research Team e COELUM Astronomia curato e diretto da CRISTIAN FATTINNANZI Vi ricordo che nel corso della notte di sabato 24/25 novembre: alle 02:00, alle 02:30 ed alle 03:00 E PREVISTA UN OSSERVAZIONE SIMULTANEA DI MARTE! Sono concretamente a disposizione di tutti coloro che intenderanno avvalersi della mia esperienza e dei miei consigli, in particolare, per tutto quanto concerne gli aspetti tecnico/operativi e strumentali connessi alla ripresa digitale delle immagini, con camere CCD o webcam, e la successiva elaborazione del materiale raccolto. Buone riprese a tutti! Cristian Fattinnanzi, fattinnanzi.c@gmail.com IMPORTANTE: LE ISTRUZIONI DI CRISTIAN, RIGUARDANTI IL MARS PROJECT 2007, SONO CONTENUTE NELLE CIRCOLARI n. 18, 19, 20 che potete scaricare dal sito: 3

4 Rodolfo Calanca Cristian Fattinnanzi RIPRESE DIGITALI DI MARTE ALLO STORICO RIFRATTORE COOKE DI 40CM DI VINCENZO CERULLI ALL OSSERVATORIO DI COLLURANIA E con grande piacere che annunciamo le date del 14 e 15 dicembre, nel corso delle quali, condizioni meteo permettendo, potremo eseguire delle riprese digitali di Marte con il grande, storico, rifrattore COOKE (recentemente restaurato) appartenuto ad uno dei grandi Maestri dell astronomia a cavallo tra l Otto- Novecento, Vincenzo Cerulli, colui che risolse la diatriba sulla natura dei canali marziani (si veda: Coelum, novembre 2007, p. 76). E un occasione stupenda per coniugare passato e presente dell astronomia e per testare a fondo uno dei migliori rifrattori usciti dal grande costruttore inglese Cooke. IMPORTANTE: Stiamo verificando la possibilità di mandare in diretta sul web tutte le fasi di acquisizione delle immagini al rifrattore COOKE di 40cm, con il commento di Cristian e la fondamentale assistenza tecnica del Team di Monte d Aria (Angelo Angeletti, Fabiano e Francesco Barabucci, Gianclaudio Ciampechini), nella serata del 14 dicembre! Ulteriori notizie le troverete nei prossimi giorni sul sito: Ringraziamo per la squisita disponibilità il Dott. Straniero ed il dott. Dolci dell Osservatorio di Collurania. Cupola del rifrattore Cooke all Osservatorio di Collurania (TE) Lo storico rifrattore Cooke di 40cm, focale 6m circa, appartenuto a Vincenzo Cerulli. 4

5 AAAV Associazione Astrofili Alta Valdera Libbiano Peccioli B33 Paolo Bacci, Alberto Villa, Enzo Rossi, Emilio Rossi, Paolo Piludu, Francesco Biasci, Domenico Antonacci RELAZIONE SUL PROGETTO ASTEROIDE 1 CERERE PREMESSA: L Associazione Astrofili Alta Valdera AAAV ( di Peccioli, ha aderito al progetto Planetary Research Team Coelum Astronomia, in occasione dell opposizione 2007 dell asteroide (1) Ceres, finalizzato alla misura della sua parallasse. Nel seguito riportiamo il dettaglio delle attività svolta presso il nostro Osservatorio. LE OSSERVAZIONI Le riprese di Cerere sono state effettuate nelle serate del 9 e 10 novembre 2007 presso il centro Astronomico di Libbiano (B33), utilizzando il rifrattore apocromatrico da 180 mm, F/9, Focale risultate 1620, utilizzando una camera digitale Canon 20D, comandata da remoto, con esposizioni di 30 secondi ciascuna, il cui tempo di metà posa andava a ricadere con una tolleranza di 1 secondo alle ore UT per il primo scatto, con intervalli di 3 minuti fino alle ore 22.30, effettuando complessivamente 11 pose, salvate in formato proprietario cr2. Lo scopo era di effettuare misure astrometriche dell asteroide, per il calcolo della parallasse, con un successivo confronto con le posizioni astrometriche ottenute dalle immagini che, in simultanea, venivano acquisite da un gruppo di osservatori dell isola de la Reunion. In Osservatorio, nelle due sedute osservative erano presenti: Alberto Villa presidente dell associazione, Enzo Rossi, Emilio Rossi, Paolo Piludu, Domenico Antonacci, Biasci Francesco e Paolo Bacci. Una volta ricavate le effemeridi di Cerere per il nostro sito osservativo, si è puntato il telescopio alle previste coordinate, effettuando una prima ripresa al fine di assicurarsi che, nel campo inquadrato, oltre a Cerere, vi fossero stelle sufficientemente luminose per il successivo allineamento dell immagine alle coordinate WCS. Si è proceduto a sincronizzare l orologio del computer tramite il protocollo NTP. Per la riduzione dei dati astrometrici si è utilizzato il software Iris, rilevando le misure direttamente dalle immagini in formato cr2, utilizzando il catalogo USNO-A2, con un errore medio nell allineamento di 0,50 in RA e di 0.35 in Dec. Immagine effettuata alle ore UT del 09/11/2007 5

6 Misure astrometriche di Cerere rilevate nelle due serate file Anno M UT Mid h m d d UT mid U 1 Imag_062 C , B33 22:00:00 N 2 Imag_063 C , B33 22:03:00 N 3 Imag_064 C , B33 22:06:00 N 4 Imag_065 C , B33 22:09:00 N 5 Imag_066 C , B33 22:12:00 N 6 Imag_067 C , B33 22:15:00 S 7 Imag_068 C , B33 22:18:00 S 8 Imag_069 C , B33 22:21:00 N 9 Imag_070 C , B33 22:24:00 N 10 Imag_071 C , B33 22:27:00 S 11 Imag_072 C , B33 22:30:00 N 1 Imag_108 C B33 22:00:00 N 4 Imag_111 C , B33 22:09:00 S 5 Imag_112 C , B33 22:12:00 S 6 Imag_113 C , B33 22:15:00 S 7 Imag_114 C , B33 22:18:00 S 8 Imag_115 C , B33 22:21:00 S 9 Imag_116 C , B33 22:24:00 S 10 Imag_117 C , B33 22:27:00 S 11 Imag_118 C , B33 22:30:00 S U misure astrometriche: S = Misure utilizzate per il calcolo dei parametri orbitali N = Misure non utilizzate Utilizzando i dati evidenziati nella precedente tabella, si è provveduto al calcolo degli elementi orbitali del pianeta nano, al fine di verificare la precisione delle nostre misure astrometriche. Di seguito vengono riportati i risultati ottenuti, confrontati con quelli ufficiali del Minor Planet Center. Station data: (B33) Libbiano Observatory, Peccioli (N E ). Orbital elements: CAL001F Perihelion 2008 Dec TT = 10:07:39 (JD ) Epoch 2007 Nov 11.0 TT = JDT Find_Orb M (2000.0) P Q n Peri a Node e Incl P 4.60 q Q From 11 observations 2007 Nov. 9-10; RMS error arcseconds 6

7 Residuals in arcseconds: B33( ) B33( ) B B33( ) B B B33( ) B B B33( ) B33( ) B B33( ) B33( ) B B B B B33( ) B (1) Ceres (Fonte Minor Planet Center) Epoch 2007 Oct TT = JDT M (2000.0) P Q MPC n Peri T = JDT a Node q = e Incl P 4.60 H 3.34 G 0.12 U 0 From 6063 observations at 94 oppositions, , mean residual 0".61. Last observed on 2007 Aug. 8. Perturbed ephemeris below based on elements from MPO Al fine di determinare un orbita sufficientemente vicina a quella indicate nella circolari del Minor Planet Center sono state escluse alcune misure astrometriche. Nella riduzione dei dati si è notato, in particolare nella prima sera, che il software Iris, nonostante abbia allineato il campo stellare con tolleranze sufficientemente precise, al momento della misura dell asteroide ha prodotto delle misurazioni che risultano incoerenti (vedasi tabella), in particolare per quando riguarda i valori in declinazione, tant è che abbiamo utilizzato soltanto 3 misure per il calcolo degli elementi orbitali. Le misure riferite alla seconda sera, quella del 10 novembre, sempre effettuate con il citato software sono state tutte incluse, ad esclusione della prima misurazione. CONCLUSIONI L osservazione di Cerere effettuata nelle due serate ha prodotto un totale di 22 immagini, 2 scartate a causa di passaggio di nubi; l individuazione del Pianeta Nano è stata facile, vista la sua bassa magnitudine 7.2. Le misure astrometriche di Cerere sono state estrapolate con il software Iris, ma solo 11 sono state utilizzate per la determinazione degli elementi orbitali effettuata con il software Find_Orb, in quanto risultano essere sufficientemente precise, come si evince dai residuals sopra indicati. Il fatto di dover riprendere immagini ad un preciso istante con una tolleranza di un secondo indubbiamente è stato l aspetto più interessante del progetto, insieme al fatto che questa è per noi stata la prima esperienza di misurazioni astrometriche da immagini provenienti da una digicam. 7

8 HUBERT BOUSSIER (Avignone, Francia) Hubert Boussier L osservazione del transito di WASP-1 del 06 novembre 2007 ad Avignone NOTA INTRODUTTIVA (di R. Calanca) L amico Hubert è un membro molto attivo del Planetary Team. Ha collaborato al Ceres Project fornendo immagini dell asteroide per il calcolo del parallasse, nell ambito di un progetto di collaborazione internazionale che ha visto lavorare (idealmente fianco a fianco e con grandissima soddisfazione di tutti, sia per i risultati di qualità, sia per lo spirito di amicizia che si è subito instaurato), un gruppo di bravissimi amatori italiani, francesi e dell isola de la Reunion, nell altro emisfero. Attualmente il principale interesse astronomico di Hubert riguarda i pianeti extrasolari: quando la scorsa estate ha appreso delle attività del Planetary Team, in particolare con l avvio del progetto SEARCH THE SKY!, vi ha immediatamente aderito. Nel seguito riporto, quasi integralmente, la sua bella ed accuratissima relazione dell osservazione di WASP-1 del 06 novembre scorso (da notare che si tratta del suo primo transito). Hubert, pur comprendendo benissimo l italiano, quando scrive preferisce farlo, giustamente, in francese. La traduzione che riporto qui sotto è mia, e me ne assume totalmente la responsabilità (scusami Hubert, se traducendo ho scritto dei madornali, ma assolutamente involontari, strafalcioni!). Voglio far notare una cosa importante: Hubert si dichiara non molto soddisfatto dei risultati. In primo luogo perché non ha potuto registrare la fine del transito (a causa di ostacoli naturali) e questo è perfettamente comprensibile, poi, perché ritiene che permanga un legittimo dubbio su ciò che ha misurato: in sostanza si chiede, ma davvero ho ripreso il transito di WASP-1? Io credo di sì, anche se WASP-1, come target, non è esattamente il transito più indicato per iniziare (d altra parte è noto che in autunno-inverno non ci sono transiti extrasolari facili ), infatti, la sua profondità di transito è di appena 1/100 di magnitudine (si veda la mia nota alla fine di questa circolare)! Roba da fa tremare i polsi anche ai più esperti! Se qualcuno, leggendo la relazione di Hubert, ritiene di dover fare una qualche osservazione, pertinente per favore, mi scriva pure una mail. RIASSUNTO La curva di luce di WASP-1 è stata realizzata il 6 novembre scorso tra le 20:22 e le 22:26 TU. La situazione del mio Osservatorio, che ha un orizzonte fortemente limitato a ovest, non mi ha consentito di seguire la totalità del transito. La curva di luce è dunque limitata all inizio del transito. A partire dalle 21:30 TU, si nota una caduta consistente della luminosità della stella che in seguito si stabilizza. Tuttavia, l incertezza sulla misura della luminosità della stella (stimata con l aiuto dello scarto tipico) che il dominio d incertezza dei due livelli (livello ±2σ) si accavalla leggermente ed il dubbio permane. 8

9 Sfortunatamente non è stato possibile registrare la fine del transito, ciò avrebbe permesso di confermare che la diminuzione della luminosità osservata al momento d inizio del transito era sicuramente dovuta al transito del pianeta. Per togliere ogni dubbio, converrebbe ripete un osservazione completa di un altro transito di WASP-1. OBIETTIVO Mettere in evidenza, se possibile, un transito di un esopianeta, ricavando la curva di luce della stella con l aiuto di una strumentazione amatoriale. La curva di luce di WASP-1 ( è stata realizzata il 6 novembre tra le 20:22 e le 22:26 TU. METODI DI MISURA Il metodo di misura utilizzato è quello proposto nelle circolari del Planetary Team tra la n. 13 e la 19 oppure sul sito Cœlum : o%20di%20ricerca%20di%20pianeti%20extrasolari Per facilitare l acquisizione dei dati, ho utilizzato una camera CCD più sensibile rispetto ad una digicam, ma il suo sensore, più piccolo, non consente di coprire un campo di vista molto esteso. DATI TECNICI DELLE RIPRESE Ottica SC Meade 10", riduttore f 6,3 Meade CCD Atik 16HR filtre IR cut Montatura ZX4 Trassud, autoguida Guidemaster con webcam Philips TouCam su rifrattore 70x700mm. Tempi di posa unitari : 60s, intensità massima delle stelle del campo tra 5000 et Durata del trasferimento dell immagine tra CCD e PC ~ 20s Intervallo tra due pose (escluso il tempo di trasferimento) : 120s Intervalle reale tra due pose : ~ 195s Il dettaglio degli istanti delle riprese è dato nella tabella qui sotto. Il tempo corrisponde alla registrazione dell immagine, ossia alla fine della posa. Ripresa TU Ripresa TU Ripresa TU 1 20:22: :01: :40: :25: :04: :43: :28: :08: :47: :32: :11: :50: :35: :14: :53: :38: :17: :56: :41: :21: :00: :45: :24: :03: :48: :27: :06: :51: :30: :09: :54: :34: :13: :58: :37:20 9

10 WASP-1: Campo coperto nelle riprese CCD del 6/11/2007 Sull immagine, le stelle di riferimento sono indicate con : A, B, 2 e 1 TRATTAMENTO DELLE IMMAGINI Software di elaborazione : IRIS 5.40 n. 19 immagini di Offsets n. 21 dark frame n. 23 flat field CALCOLO DELLE DIMENSIONI DEL CERCHIO DI MISURA FOTOMETRICA D APERTURA La precisione fotometrica è stata valutata attraverso il calcolo della differenza di luminosità delle stelle di confronto, tra di loro, A e B. Il software IRIS calcola lo scarto tipico per diversi valori del parametro del raggio interno della misura della fotometria d apertura. Calcolo del miglior raggio interno per l analisi fotometrica Raggio interno in pixel Scarto tipico 6 0, , , , , , , ,

11 Dalla tabella precedente, vediamo che il raggio interno R1 = 12, e i successivi due anelli di misura : R2 = 15; R3 = 20 VERIFICA DELLA COERENZA DELLE MISURE SULLE STELLE DI CONFRONTO Differenza di magnitudine stella A : B Scarto medio A : B = ± σ= Differenza di luminosità stella A : B-1-2 CURVA DI LUCE DI WASP-1 Scarto medio A: B-1-2 = ± σ=

12 Scarto medio su tutto il periodo di WASP-1 :A-B-1-2 = ± σ= Scarto medio sulle immagini da 1 a 22 WASP-1 :A-B-1-2 = ± σ= Scarto medio sulle immagini da 22 a 39 WASP-1 :A-B-1-2 = ± σ= Valore basso della prima serie = Valore alto della seconda serie = Possiamo notare un accavallamento dei domini d incertezza delle due serie di misure. Ciò è illustrato nella figura seguente: A partire dalle 21:30 TU (immagine n. 22), si nota un calo sensibile della luminosità della stella, che in seguito si stabilizza. Questa diminuzione coincide con l inizio del transito che era previsto per le 21:15 TU. Tuttavia, l incertezza sulla misura della luminosità della stella (stimata attraverso lo scarto tipico di IRIS) è tale che il dominio d incertezza dei due livelli (niveau ±2σ) si accavallano leggermente e il dubbio è dunque lecito. CONCLUSIONE Sfortunatamente non è stato possibile registrare la fine del transito, ciò avrebbe permesso di confermare che la diminuzione della luminosità osservata all inizio del fenomeno era senza dubbio dovuta al transito dell esopianeta. Per togliere ogni dubbio converrà eseguire una osservazione completa di un altro transito. 12

13 SEARCH THE SKY!: PROGETTO DI RICERCA DI PIANETI EXTRASOLARI Una collaborazione Planetary Research Team - COELUM Astronomia Rodolfo Calanca - Angelo Angeletti TRANSITI DI PIANETI EXTRASOLARI NEL PERIODO 30 NOVEMBRE 2007 APRILE 2008 Pianeta Inizio transito Fine transito Extrasolare Data TU h Data TU h XO-2b 30 novembre : dicembre :19 77 GJ 436b 18 dicembre : dicembre :52 68 XO-2b 21 dicembre : dicembre :24 72 GJ 436b 02 gennaio : gennaio :35 45 XO-2b 03 gennaio : gennaio :18 76 XO-2b 24 gennaio : gennaio :33 79 GJ 436b 01 febbraio : febbraio :35 73 XO-2b 06 febbraio : febbraio :27 53 GJ 436b 08 febbraio : febbraio :57 72 XO-2b 14 febbraio : febbraio :47 81 GJ 436b 24 febbraio : febbraio :41 51 XO-2b 27 febbraio : febbraio :41 65 GJ 436b 09 marzo : marzo :57 48 XO-2b 11 marzo : marzo :35 32 GJ 436b 16 marzo : marzo :19 60 GJ 436b 24 marzo : marzo :41 70 GJ 436b 01 aprile : aprile :03 74 GJ 436b 30 aprile : maggio :03 41 NOTA: con h indico l altezza sull orizzonte della stella per una località a 43 di latit. Nord e long.: 13 Est. Indichiamo in rosso il transito di XO-2b che il 27 febbraio 2008 sarà seguito, in osservazione pubblica, nell ambito del progetto EXOPLANET LIVE! 13

14 XO-2B: IL TRANSITO PRINCIPALE DEL 27 FEBBRAIO 2008 L osservazione del transito di XO-2b del 26 gennaio 2007, eseguita d B. Gary con S-C di 35cm, CCD ST10 e filtro rosso. Tra gli scopritori, G. Masi. WASP-1: UN PIANETA CON TRANSITI PROFONDI 1/100 DI MAGNITUDINE! WASP-1 è a 1000 anni luce da noi, nella costellazione di Andromeda. La sua composizione chimica è simile a quella di Giove. La stella è di tipo spettrale F7V, di dimensioni leggermente maggiori del Sole. Il transito di WASP-1, ampio e poco profondo, è caratteristico di un passaggio quasi equatoriale. Questa curva è stata ottenuta con uno strumento Professionale. Curva di luce del transito di WASP-1b del 19/20 ottobre 2006 ottenuta da Harri Haukka, che ha ottenuto 247 immagini con S-C da 12 pollici e SBIG ST-8XME e R -filter. Esposizioni di 60s. Il campo di WASP-1, ripreso dal finlandese Haukka. C1 e C2 sono le stelle di riferimento, GSC e GSC rispettivamente. 14

15 IL PIANETA EXTRASOLARE GJ 436B: I SUOI TRANSITI COSTITUISCONO UNA STRAORDINARIA SFIDA ALL ABILITÀ TECNICA DELL AMATORE! GJ 436b è un pianeta di composizione incerta (si è supposto, via via, una prevalenza di idrogeno ed elio, un misto di ghiaccio e roccia, solo roccia ecc.) con una massa simile a quella di Nettuno ( circa 23 volte la massa della Terra) ed un orbita piuttosto eccentrica, con un semiasse maggiore che è appena 14 volte il raggio della sua stella, di tipo spettrale M. Il pianeta transita davanti alla sua stella, ma la sua massima variazione di luminosità, come si nota dalla curva qui sotto è di appena 7/1000 di magnitudine! Riprese fatte in Svizzera con il telescopio Transito di GJ 436b il 2 maggio 2007 con il telescopio Euler di 1,2 m, a La Silla, con filtro V e 80 secondi di esposizione ed immagine sfocata con disco di 9 ca. di 60cm, f/3.5 (CCD Apogee AP47p, chip Marconi back-illuminated, FOV = 20 x20 ), dell Osservatorio di S. Luc tra il 2 ed il 20 aprile 2007, con filtro V e 60s di integrazione non ha dato risultati particolarmente ecletanti: l errore quadratico medio è variato, nelle diverse notti, tra 1.7 e 6 millesimi di magnitudine. E importante notare che almeno due stelle del campo sembrano indicate per il confronto fotometrico. NON E INDICATO PER L OSSERVAZIONE PUBBLICA DI UN TRANSITO, TROPPO DIFFICILE. 15

16 CARATTERISTICHE DEL PIANETA EXTRASOLARE WASP-1 Caratteristiche della stella: Nome stella WASP-1 Tipo Spettrale F7V Magnitude Apparente V = 11.8 Raggio 1.4 R Sole A.R. (J2000.0) 00h 20m 40s Decl. (J2000.0) Caratteristiche pianeta: Nome pianeta WASP-1 b Anno scoperta: 2006 M.sini 0.89 M Giove Semiasse maggiore 0.04 UA Periodo orbitale 2.52 giorni Raggio 1.36 R Giove Inclinazione 84 WASP - 1(cerchiato in rosso) Magn.: R = 11.4; B = AR(J2000.0): 0h 20m 40s Decl. : Alcune possibili stelle di confronto (non sono calibrate, valutarne caso per caso l impiego come stelle di confronto): 1 -> R = 11.70; B = > R = 11.50; B = > R = 10.50; B = > R = 11.70; B = > R = 10.90; B =

17 CARATTERISTICHE DEL PIANETA EXTRASOLARE XO-2b Caratteristiche della stella: Nome stella XO-2 Tipo Spettrale K0V Distanza 150 pc Magnitude Apparente V = Raggio R Sole A.R. (J2000.0) 07h 48m 07s Decl. (J2000.0) caratteristiche del pianeta: Nome pianeta XO-2b Anno scoperta: 2007 M.sini 0.57 M Giove Semiasse maggiore UA Periodo orbitale giorni Raggio R Giove Inclinazione >88.58 XO-2b(cerchiato in rosso) Magn.: R = 10.80; B = AR(J2000.0): 07h 48m 07s Decl. : Alcune possibili stelle di confronto (non sono calibrate, valutarne caso per caso l impiego come stelle di confronto): 1 -> R = 11.10; B = > R = 10.80; B = > R = 10.80; B = > R = 11.60; B =

18 CARATTERISTICHE DEL PIANETA EXTRASOLARE GJ-436b Caratteristiche della stella: caratteristiche del pianeta: Nome GJ 436 Nome GJ 436b Distanza 10.2 pc Anno scoperta 2004 Spectral Type M2.5 massa 0.07 M j Magnitudine app. V Semiasse magg UA Massa 0.47 (± 0.02) M sun Periodo orbitale giorni Raggio 0.47 (± 0.02) R sun eccentricità 0.15 A.R. (J2000.0) 11h 42m 11s Raggio 0.39 Decl. (J2000.0) Inclinazione 86.5 GJ 436b (cerchiato in rosso) Magn.: V = 10.70; R = 9.60; B = AR(J2000.0): 11h 42m 11s Decl. : Alcune possibili stelle di confronto (non sono calibrate, valutarne caso per caso l impiego come stelle di confronto): 1 -> V = 10,47 2 -> R = 10.80; B = > R = 10.20; B =