Osservazione del transito di WASP-33b

WASP-33b è un gigante gassoso avente massa 2,8 volte quella di Giove, orbitante attorno alla stella HD 15082 con un periodo di 1,2 giorni; con una temperatura di 2700 K, è uno degli esopianeti più caldi conosciuti [1]. HD 15082 è una stella di tipo spettrale A5, posta alla distanza di 116 parsec da noi [2] ed è una delle poche variabili di tipo δ Scuti con un compagno planetario noto [3].

Nell’ambito del progetto DETEX [4] è stata effettuata la ripresa di un transito di WASP-33b su HD 15082 il 2 febbraio 2023, anche con lo scopo di confrontare i risultati con i dati relativi a transiti passati presenti sul database di Exoclock [5] (il progetto di supporto alla missione ARIEL dedicata agli esopianeti che partirà nel 2028). Le effemeridi del transito sono state prese appunto dal sito di Exoclock, dove sono messe a disposizione degli osservatori le tempistiche approssimative dei transiti in funzione della località geografica inserita dall’utente.

Data la magnitudine (7.806 in banda I) della stella ospite, è stato necessario eseguire il defocus. Infatti, nel caso di stelle piuttosto luminose, per allungare i tempi di posa (e aumentare quindi il rapporto segnale/rumore) è necessario sfocare la stella. Con questo accorgimento si ottiene un leggero miglioramento dell’SNR e si diminuisce l’incidenza della scintillazione, perché sono consentiti tempi di esposizione più lunghi [6].

Di seguito i parametri della sessione osservativa:

• Diametro telescopio: 250 mm
• Lunghezza focale: 2000 mm
• Filtro: I
• FoV: 31.1 x 26.8 arcmin
• Scala: 1.16 arc-sec/pixel
• Defocus (y/n) : y
• Defocus size : 5.9 pixels (6.8 arc-sec)
• Esposizione: 45 sec
• Software di acquisizione: Ekos
• Dark: sì
• Flat-field: sì
• Luna: 92.7%

Il PC di gestione del telescopio è sincronizzato via internet tramite protocollo NTP; questo perché tutte le osservazioni di transiti finalizzate allo studio dei tempi di metà transito devono essere accuratamente conformi a uno standard temporale. Per lo stesso motivo, va anche prestata attenzione alla temporizzazione delle immagini presente nelle intestazioni FITS. Nel nostro caso, ad esempio, il software di acquisizione Ekos registra il tempo JD corrispondente all’inizio dell’esposizione; altri software registrano invece il valore JD corrispondente al tempo di metà esposizione, oppure di fine esposizione. Il software di fotometria e fitting dovrà essere settato in modo che “sappia” quale temporizzazione è stata usata dal software di acquisizione.

Il transito è durato meno di tre ore; per l’analisi sono stati ripresi 205 light frame con filtro I per un totale di circa 5 ore, perché sono state aggiunte altre due ore – all’incirca un’ora prima l’ingresso e un’ora dopo l’uscita – in modo da essere sicuri di rilevare il transito completo, a maggior ragione visto che dalla letteratura disponibile su questo esopianeta si riscontra una O-C (differenza tra tempo di metà transito osservato e calcolato) di quasi mezz’ora [5]. Ogni singolo light frame ha una durata di 45 secondi. Per la riduzione dei light frame, sono stati ripresi inoltre 9 dark frame (sempre di 45 secondi), 9 flat con filtro I e 9 dark flat della stessa durata dei flat frame. Sono stati acquisiti un numero dispari di FITS di calibrazione in modo da poter utilizzare la combinazione mediana.

Per la riduzione dei dati e la loro modellazione è stata usata l’applicazione HOPS messa a disposizione sul sito di Exoclock, i cui responsabili ne incoraggiano l’utilizzo per avere consistenza nelle osservazioni raccolte.

La figura 1 mostra la curva di luce relativa al transito osservato; questa è già corretta dagli effetti dovuti al contributo della massa d’aria attraversata (figura 2). Nella sezione inferiore viene riportato il grafico dei valori residui.

Fig. 1 Curva di luce del transito planetario

La dispersione dei punti aumenta purtroppo col passare del tempo a causa dell’incremento della massa d’aria, ma le caratteristiche della curva (profondità, durata e istante di metà transito) risultano in accordo con quelle di altre curve dello stesso esopianeta già caricate da altri osservatori sul sito web di Exoclock [5]. La discrepanza tra la curva rossa ‘best fit model’ e la curva verde ‘expected model’ è imputabile alla variabilità della stella ospite. Anche questo è in linea con lo storico reperibile su Exoclock.

Fig. 2 Diagramma dei valori di massa d’aria utilizzati per la correzione dei dati originali

Il software di elaborazione fitting, oltre alle informazioni sopra descritte, fornisce anche una stima di alcuni parametri fisici (Tab. 1), come il rapporto R_p/R_s tra il raggio del pianeta e il raggio della stella (ricavato dalla profondità del transito) e l’istante di metà transito. Nella colonna di sinistra sono riportati i dati del catalogo, comparati con quelli misurati (colonna di destra).

Tab. 1: alcuni parametri fisici ricavati dall’analisi dei dati.

Il presente lavoro è stato pubblicato sul sito di Exoclock nella sezione dedicata a WASP-33b ed è disponibile per la consultazione al seguente indirizzo:

https://www.exoclock.space/database/observations/WASP-33b_6913_2023-02-02_leavittobs_940_I

Referenze:

[1] Thermal emission from WASP-33b, the hottest known planet (A. M. S. Smith et al. 2011)

[2] http://exoplanet.eu/catalog/wasp-33_b

[3] WASP-33: the first δ Scuti exoplanet host star (E. Herrero, J. C. Morales, I. Ribas and R. Naves A&A 2011)

[4] http://pianetiextrasolari.uai.it/progs/detex/detex.htm

[5] https://www.exoclock.space/database/planets/WASP-33b

[6] “Exoplanet observing for amateurs” di Bruce L. Gary

Livia Moretti,  Emanuele Pavoni (Leavit Observatory) – Gruppo Ricerca ATA