Ripresa di un transito “problematico”: WASP-82b
Negli ultimi anni si è registrato un enorme aumento del numero di esopianeti noti in orbita attorno ad altre stelle; il numero accertato supera già i 7400 e continua ad aumentare quotidianamente. Uno dei campi di studio più esplorati, accessibile anche agli astrofili, consiste nell’osservazione del transito di tali pianeti extra-solari davanti alla loro stella. Questa metodologia si basa sulla misura, in funzione del tempo, della luce proveniente dalla stella (fotometria a serie temporale); l’eventuale diminuzione della luce proveniente dalla stella, se si verifica periodicamente e con uguale ampiezza, indica che davanti alla stella passa un oggetto in orbita stabile.
L’osservazione dei transiti è particolarmente preziosa perché lo studio della loro geometria e delle tempistiche delle fasi del transito consente la caratterizzazione dei pianeti extra-solari. La fotometria a serie temporale durante il transito permette, ad esempio, di stimare l’inclinazione orbitale e i raggi relativi della stella “madre” e del pianeta. Tramite questi dati, combinati con misure di velocità radiale e di parametri stellari, è possibile ricavare la massa del pianeta. Pertanto, la densità del pianeta può essere stimata con accuratezza, fornendoci informazioni sulla sua composizione e ponendo dei vincoli ai modelli di struttura e formazione planetaria.
L’oggetto del presente lavoro, WASP-82b [1], è un esopianeta gigante gassoso che orbita attorno a una stella di tipo F5 evoluta (post-sequenza principale). Impiega 2,7 giorni per completare un’orbita e dista 0,0447 unità astronomiche dalla sua stella. E’ stato scoperto nell’ambito della survey WASP (Wide Angle Search for Planets [2]) che dispone di un array di telescopi robotizzati dedicato alla ricerca di esopianeti mediante la tecnica della fotometria di transito.
WASP-82b, come molti giganti gassosi caldi che orbitano attorno a stelle calde e che ricevono quindi alti livelli di radiazione, è caratterizzato da un raggio superiore rispetto a quanto ci si aspetterebbe da un gioviano. La sua massa è infatti simile a quella di Giove (1,1 MJ), il raggio invece è significativamente maggiore (1,7 RJ).
È probabile che la radiazione stellare svolga un ruolo importante nel “rigonfiamento” dei gioviani caldi; diverse pubblicazioni hanno riportato una relazione tra i raggi dei gioviani caldi noti e l’irraggiamento che ricevono (ad esempio, Demory & Seager 2011; Weiss et al. 2013; Delrez et al. 2014) [3].
Dato che la maggior parte dei pianeti gioviani caldi in transito è stata individuata da WASP e dall’analoga survey terrestre HATnet (Bakos et al. 2002 [4]), l’assenza di pianeti gioviani altamente irradiati ma con raggio normale potrebbe essere semplicemente un effetto di selezione. L’effetto di questa distorsione non è semplice da valutare.
Come il pianeta extrasolare WASP-33b ripreso in precedenza [5], WASP-82b fa parte degli oggetti selezionati nel programma UAI DETEX (Determinazione Transiti Extrasolari [6]), che si propone di:
- migliorare le stime dei periodi di transito degli esopianeti, in modo da ricostruire più precisamente le effemeridi reali dei transiti;
- contribuire all’individuazione di nuovi pianeti extrasolari.
Ci siamo quindi posti come obiettivo la ripresa del transito di WASP-82b del 3 gennaio 2025, per contribuire al programma UAI DETEX. Descriviamo di seguito la prassi seguita.
Data la magnitudine (9.481 in banda I) della stella ospite, si è preferito eseguire un leggero defocus. Infatti, nel caso di stelle fino a mag ~ 9, per allungare i tempi di posa (e aumentare quindi il rapporto segnale/rumore, SNR) è necessario sfocare la stella. Con questo accorgimento si migliora il valore di SNR e si diminuisce l’incidenza della scintillazione, perché sono consentiti tempi di esposizione più lunghi [7].
L’inizio del transito da noi osservato il 3 gennaio 2025, come da effemeridi disponibili sul sito di Exoclock, era previsto per le ore 18:51 ora locale, l’istante di centralità alle ore 21:24 ed il termine alle ore 23:57, per un totale di circa cinque ore. La nostra ripresa sarebbe dovuta durare quindi ben 7 ore, per avere un’adeguata copertura dei tempi prima e dopo il transito (cosiddetti out of transit – OOT), ma a causa delle avverse condizioni meteorologiche abbiamo dovuto interrompere le riprese alle 22:48 ora locale, perdendo quindi la fase di uscita.
La variazione di magnitudine prevista era di 8.16 mmag.
Il sensore utilizzato per la ripresa è un CMOS con pixel da 3.76um, in binning 3×3, al fuoco di un RC da 25 cm, lunghezza focale 2000 mm, filtro fotometrico I (Cousins). La scala è di 1.16 arc-sec/pixel e il FoV è 31.1 x 26.8 arcmin. Il software di guida è stato impostato con tempi di correzione ogni 3,5 secondi.
Per la riduzione dei light frames, ognuno di durata pari a 90 secondi, sono stati acquisiti 9 dark frames (sempre di 90 secondi), 9 flat con filtro I e 9 dark flat della stessa durata dei flat frames. Sono stati acquisiti un numero dispari di FITS di calibrazione in modo da poter utilizzare la combinazione mediana.
Le osservazioni dei transiti finalizzate allo studio dei tempi di metà transito devono essere accuratamente conformi a uno standard temporale; abbiamo pertanto sincronizzato il PC di gestione del telescopio via internet, tramite protocollo NTP.
La figura 1 mostra il campo di vista di uno dei light frame acquisiti, con evidenziato il target.
Per la riduzione dei dati e la loro modellazione ci siamo serviti dell’applicazione HOPS, liberamente scaricabile dal sito di Exoclock (https://www.exoworldsspies.com/en/software). Si tratta di un software basato su librerie python, multipiattaforma (funziona su Linux, Windows, MAC OSX), consigliato per la relativa semplicità di utilizzo, almeno rispetto ad altri programmi. E’ in grado infatti di eseguire tutti i passaggi necessari: riduzione delle immagini con dark e flat, ispezione visiva, allineamento, fotometria (compresa la scelta delle stelle di confronto), modellizzazione del transito.
Al termine della procedura, HOPS genera automaticamente un file di testo, con tre colonne: flusso, errore sul flusso, data giuliana. E’, questa, la “curva di luce”, la cui forma è strettamente connessa alle caratteristiche dell’orbita. Confrontando ciascuna curva di luce con molteplici modelli teorici, è possibile identificare il modello che si accorda meglio con le misure. Questo file di testo generato da HOPS può essere caricato così com’è su Exoclock.
Nel caso della nostra ripresa di WASP-82b, il transito come accennato prima è stato coperto solo parzialmente. Occorre osservare che, in generale, transiti rilevati non completamente riducono l’efficacia del fitting dei dati, in quanto gli algoritmi di analisi si basano in maniera significativa sulle osservazioni fuori transito (OOT) raccolte. Di conseguenza, la mancanza di dati prima o dopo il transito può portare a un fitting scadente, che a sua volta determina valori Rp/Rs poco attendibili. Tuttavia, un’osservazione che copra più della metà dell’osservazione pianificata, purché non presenti altre criticità, viene generalmente accettata dal team Exoclock.
Il software di elaborazione fitting fornisce la stima di alcuni parametri fisici (Tab. 1), come il rapporto Rp/Rs tra il raggio del pianeta e il raggio della stella (ricavato dalla profondità del transito) e il valore di O-C (“Osservato – Calcolato”, ovvero la differenza tra il tempo medio del transito osservato e quello previsto). Nella colonna di sinistra sono riportati i dati del catalogo, comparati con quelli misurati (colonna di destra).
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DATI DI CATALOGO |
MISURA |
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Rp/Rs = 0.079 ± 0.0008 |
Rp/Rs = 0.072 ± 0.012 |
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O-C = -2.0 ± 1.64 minutes |
O-C = -8.62 ± 5.18 minutes |
Tab. 1: alcuni parametri fisici ricavati dall’analisi dei dati.
La curva è disponibile a questo link per la consultazione:
https://www.exoclock.space/database/observations/WASP-82b_3375_2025-01-03_leavittobs_940_I/
Riassumendo, l’acquisizione dei dati scientifici è fondamentale per la comprensione dei fenomeni fisici. Spesso anche dati parziali possono essere d’interesse se risultano ben documentati, a maggior ragione se il fenomeno fisico in oggetto ha poche misure e/o molto distanziate nel tempo, come nel caso di WASP-82b per il quale sono attualmente disponibili solo altre 7 osservazioni di transiti da osservatori terrestri, alcuni di questi anch’essi parziali in ragione della relativa difficoltà data dalla necessità di una ripresa molto prolungata nel tempo. Grazie a queste misure il team Exoclock ha potuto passare la priorità di WASP-82b nel programma da HIGH a LOW. Pertanto, se si ritiene di aver raccolto dati accettabili, è buona prassi sottometterli ugualmente, come in questo caso specifico, avvalorato anche dal sistema di verifica implementato dal team di Exoclock.
Riferimenti:
[1] https://exoplanet.eu/catalog/wasp_82_b–1422/
[2] The WASP Project and the SuperWASP Cameras (D.L. Pollacco et al., 2006); https://arxiv.org/abs/astro-ph/0608454
[3] Three irradiated and bloated hot Jupiters:WASP-76b, WASP-82b, and WASP-90b (R. G. West et al., 2016); https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2016/01/aa27276-15/aa27276-15.html
[4] System Description and First Light Curves of the Hungarian Automated Telescope (G. Á. Bakos et al., 2002); https://iopscience.iop.org/article/10.1086/342382
[5] https://lnx.ataonweb.it/wp/2023/03/osservazione-del-transito-di-wasp-33b
[6] https://www.exo-var.com/2024/10/02/candidati-pianeti-extrasolari, https://www.exo-var.com/wp-content/uploads/2024/12/ephem-exo_ita.pdf
[7] “Exoplanet observing for amateurs” di Bruce L. Gary
