Transito del gioviano caldo WASP-90b
a cura del Gruppo di Interesse “Ricerca” dell’Associazione Tuscolana di Astronomia
Il 31 agosto 2025 abbiamo effettuato la ripresa del transito di un altro pianeta extrasolare. La scelta è caduta su WASP-90b, in quanto classificato a priorità “alta” su Exoclock. Il numero di osservazioni pubblicate era infatti relativamente basso: venti in totale, e solo due negli ultimi due anni.
La stella ospite WASP-90 si trova a una distanza di circa 1100 anni luce da noi. E’ una subgigante di tipo spettrale F6, quindi più calda, massiccia e luminosa del Sole, e si trova già in uno stadio evolutivo avanzato.
WASP-90b è un pianeta gioviano caldo (hot jupiter). Come illustrato nell’articolo sul transito di TOI-1789b, questo tipo di esopianeti è in genere caratterizzato da ampio raggio, grande massa e breve periodo orbitale. Un “anno” su WASP-90b dura meno di quattro giorni terrestri, e la sua temperatura raggiunge circa 1567 °C, a causa dell’intensa radiazione stellare. Il suo raggio è quasi sproporzionato rispetto alla sua massa (rispettivamente 1,63 RJ e 0,63 Mj). Proprio come il già citato TOI-1789b, anche WASP-90b è considerato un pianeta “gonfio”: il calore intenso proveniente dalla stella, combinato con i meccanismi di marea, mantiene gli strati atmosferici esterni estremamente dilatati e poco densi. Essendo uno dei pianeti più irradiati conosciuti, è un caso di studio notevole per comprendere i processi fisici che causano questo “gonfiore” nei gioviani caldi.
Figura 1: Rappresentazione artistica del paesaggio di WASP-90b, prodotta con AI
Ricapitolando, WASP-90b rappresenta un obiettivo rilevante per due motivi:
– la sua stella si trova in uno stato evolutivo avanzato; l’interazione tra l’atmosfera del pianeta e l’intensa radiazione di una stella in espansione aiuta gli scienziati a testare i modelli di evoluzione planetaria in condizioni diverse da quelle attorno a stelle di sequenza principale come il Sole;
– le sue proprietà di “pianeta gonfio” lo rendono ideale per indagare i meccanismi di riscaldamento atmosferico che portano all’espansione dei giganti gassosi estremamente caldi.
Per le nostre misure sul transito, il sensore utilizzato è un CMOS con pixel da 3.76um, in binning 3×3, al fuoco di un telescopio Ritchey-Chrétien da 25 cm, lunghezza focale 2000 mm. La scala è di 1.16 arc-sec/pixel e il FoV è 31.1 x 26.8 arcmin. Come filtro, abbiamo usato quello R fotometrico (Cousins). Il software di guida è stato impostato con tempi di correzione ogni 3,5 secondi.
Le riprese sono durate circa 5 ore e mezza, per un totale di 156 light frames, ognuno di durata pari a 120 secondi. Per la riduzione dei light frames, abbiamo acquisito 9 dark frames (sempre di 120 secondi), 9 flat con filtro R 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.
La variazione di magnitudine prevista, durante il transito, era di 7.12 mmag.
La figura 2 mostra una parte del campo di vista di uno dei light frame acquisiti, con evidenziato il target.
Figura 2: Campo di vista; la stella target è evidenziata dal cerchio magenta
Per la riduzione dei dati e la loro modellazione abbiamo utilizzato AstroImageJ [2], il quale esegue tutti i passaggi necessari: riduzione delle immagini con dark e flat, ispezione visiva, allineamento, fotometria, e infine modellizzazione del transito, rappresentato come l’eclissi di una stella sferica da parte di una sfera planetaria opaca. Il modello è caratterizzato da sei valori fisici: raggio del pianeta, distanza tra il pianeta e la stella, istante di centralità del transito, parametro d’impatto, i due parametri di limb darkening.
La figura 3 mostra la curva di luce ottenuta con AstroImageJ, dopo la correzione degli effetti dovuti alla variazione della Full Width Half Maximum (FWHM) del profilo della sorgente e al passaggio al meridiano nel corso della sessione di ripresa.
Figura 3: Curva di luce del transito planetario
In Tab. 1, nella colonna di sinistra sono riportati i dati del catalogo, comparati con quelli elaborati tratti dalla finestra di fitting di AstroImageJ (figura 4).
Tabella 1: Alcuni parametri fisici ricavati dall’analisi dei dati
Figura 4: Schermata AIJ per fitting dati
Grazie a queste misure, il team Exoclock ha potuto passare la priorità di WASP-90b, che era HIGH, all’attuale LOW.
Livia Moretti – Emanuele Pavoni
Gruppo Ricerca ATA
Leavitt Observatory
Riferimenti:
[1] Three irradiated and bloated hot Jupiters: WASP-76b, WASP-82b, and WASP-90b, West et al. 2016; https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2016/01/aa27276-15/aa27276-15.html
[2] ASTROIMAGEJ: IMAGE PROCESSING AND PHOTOMETRIC EXTRACTION FOR ULTRA-PRECISE ASTRONOMICAL LIGHT CURVES (Karen A. Collins, John F. Kielkopf, Keivan G. Stassun, Frederic V. Hessman, 2017); https://astrodennis.com; https://www.astro.louisville.edu/software/astroimagej
