Circolare n. 11/2007

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1 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 planetary_team@tiscali.it Indice o o o o 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: fattinnanzi.c@gmail.com Gilberto Forni mail: gilbe48@libero.it Valentino Luppi mail: luva4949@libero.it Ferruccio Zanotti mail: fzanotti1@aliceposta.it Pietro Bergamini mail: eispbi@alice.it Valerio Fontani mail: el.crab@libero.it Giuseppe Pupillo mail: G.Pupillo@isac.cnr.it Giovanni Anselmi mail: redazione@coelum.com Carmelo Zannelli mail: c.zannelli@virgilio.it Germano Borgatti mail: omarb@compu-net.it Angelo Angeletti mail: angelo.angeletti@virgilio.it Claudio Bottari mail : bnryb@tin.it Claudio Lopresti Mail: yclop@yahoo.it Claudio Bertozzi Mail:cbertozzi@consulentiassociati.com Silvano Paglierini Mail: fs128@libero.it 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: planetary_team@tiscali.it, riportando la dicitura: circolari non gradite. 10 luglio

2 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 ( 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

3 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.: Sud; long.: Est) e da Roberto Pellin (lat.: Nord; long 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: 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

4 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 ), 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

5 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 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 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

6 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 Inizio probabile transito Transito Centrale Fine transito extrasolare Data TU Data TU Data TU TrES-2 17 luglio :10 17 luglio :59 17 luglio :47 TrES-2 26 luglio :21 26 luglio :09 26 luglio :58 HD agosto :55 05 agosto :28 06 agosto :01 HD agosto :07 12 agosto :07 13 agosto :12 TrES-2 28 agosto :11 28 agosto :00 28 agosto :48 WASP-1 30 agosto :18 30 agosto :15 31 agosto :13 TrES-2 01 settembre :46 02 settembre :35 02 settembre :24 WASP-1 04 settembre :15 04 settembre :13 05 settembre :10 TrES-2 06 settembre :22 06 settembre :10 06 settembre :59 WASP-1 09 settembre :13 09 settembre :10 10 settembre :08 TrES-2 11 settembre :57 11 settembre :46 11 settembre :35 TrES-1 12 settembre :40 12 settembre :56 12 settembre :13 WASP-1 14 settembre :10 14 settembre :08 14 settembre :05 TrES-1 15 settembre :23 15 settembre :40 15 settembre :56 TrES-1 18 settembre :06 18 settembre :23 19 settembre :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 (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

7 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 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

8 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 , di magn. V = 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

9 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

10 Questa curva di luce di HD 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 TrES-2 TRA IL 15 LUGLIO E 30 SETTEMBRE 2007 Caratteristiche della stella: Caratteristiche pianeta: Nome stella TrES-2 Distanza 220 pc Tipo Spettrale G0V Magnitude Apparente V = Massa 0.98 M sole Temperatura effettiva 5850 K Raggio 1 R sole A.R. (J2000.0) 19h 07m 14 s Decl. (J2000.0) Nome pianeta TrES-2 Anno scoperta: 2006 Massa 1.98 M Giove Semiasse maggiore AU Periodo orbitale giorni Eccentricità 0 Raggio 1.22 R Giove Inclinazione

11 Predizione transiti del pianetatres-2 nel periodo 15 luglio-30 settembre 2007 Inizio probabile transito Data TU h Data Transito centrale TU Fine transito Data TU h 17 luglio : luglio :59 17 luglio : luglio : luglio :09 26 luglio : agosto : agosto :00 28 agosto : settembre : settembre :35 02 settembre :24 33* 06 settembre : settembre :10 06 settembre : settembre : settembre :46 11 settembre :35 41 NOTA: h è l altezza della stella per una località a 43 di latitudine. ******************************************************************************* TRANSITI PROBABILI DEL PIANETA EXTRASOLARE TrES-1 TRA IL 15 LUGLIO E 30 SETTEMBRE 2007 Caratteristiche della stella: Caratteristiche pianeta: Nome stella GSC Distanza 157 pc Tipo Spettrale K0V Magnitude Apparente V = 11.8 Massa 0.87 M Sole Raggio 0.82 R Sole A.R. (J2000.0) 19h 04m 08s Decl. (J2000.0) Nome pianeta TrES-1 Anno scoperta: 2004 M.sini 0.61 M Giove Semiasse maggiore 0.04 UA Periodo orbitale 3.03 giorni Eccentricità Raggio R Giove Inclinazione 88.4 Predizione transiti del pianetatres-1 nel periodo 15 luglio-30 settembre 2007 Inizio probabile transito Data TU h Data Transito centrale TU Fine transito Data TU h 12 settembre : settembre :56 12 settembre : settembre : settembre :40 15 settembre : settembre : settembre :23 19 settembre :40 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 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 11

12 Predizione transiti del pianeta WASP-1 nel periodo 15 luglio-30 settembre 2007 Inizio probabile transito Data TU h Data Transito centrale TU Fine transito Data TU h 30 agosto : agosto :15 31 agosto : settembre : settembre :13 05 settembre : settembre : settembre :10 10 settembre :08 66* 14 settembre : settembre :08 14 settembre :05 52 NOTA: h è l altezza della stella per una località a 43 di latitudine. TRANSITI PROBABILI DEL PIANETA EXTRASOLARE HD TRA IL 15 LUGLIO E 30 SETTEMBRE 2007 Caratteristiche della stella: Nome stella HD Distanza 47 pc Tipo Spettrale G0V Magnitude Apparente V = 7.65 Raggio 1.12 R sole A.R. (J2000.0) 22h 03m 10 s Decl. (J2000.0) Caratteristiche pianeta: Nome pianeta HD b Anno scoperta: 1999 Massa 0.7 M Giove Semiasse maggiore AU Periodo orbitale giorni Raggio 1.32 R Giove Inclinazione 87 Predizione transiti del pianeta HD nel periodo 15 luglio-30 settembre 2007 Inizio probabile transito Transito centrale Fine transito Data TU h Data TU Data TU h 05 agosto : agosto :28 06 agosto : agosto : agosto :40 13 agosto :12 52 NOTA: h è l altezza della stella per una località a 43 di latitudine. 12

13 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. : Alcune stelle di confronto: 1 -> R = 10.90; B = > R = 10.50; B = > R = 10.30; B = > R = 10.60; B = TrES 2 (cerchiato in rosso) Magn.: R = 11.1; B = AR(J2000.0): 19h 07m 14s Decl. : Alcune stelle di confronto: 1 -> R = 11.10; B = > R = 10.80; B = > R = 10.90; B = > R = 11.10; B =

14 WASP - 1(cerchiato in rosso) Magn.: R = 11.4; B = AR(J2000.0): 0h 20m 40s Decl. : Alcune stelle di confronto: 1 -> R = 11.70; B = > R = 11.50; B = > R = 10.50; B = > R = 11.70; B = > R = 10.90; B = HD (cerchiato in rosso) Magn.: V = 7.64 AR(J2000.0): 22h 03m 10s Decl. : Alcune stelle di confronto: 1 -> R = 9.30; B = > R = 9,90; B = > V =

15 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: planetary_team@tiscali.it 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! 15