Astronomie

Können wir Exoplanetentransits mit Amateurteleskopen visuell wahrnehmen?

Können wir Exoplanetentransits mit Amateurteleskopen visuell wahrnehmen?


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ist es möglich für einen Amateurastronomen einen Exoplanetentransit durch die Helligkeitsänderung des Sterns durch zeitlich beabstandete Beobachtungen visuell wahrzunehmen, oder ist die Helligkeitsänderung zu unbedeutend, um gesehen zu werden?

Ich habe ein 70-mm-Zielfernrohr, aber keine Astrofotografie-Ausrüstung oder Software zum Vergleichen von Daten. Bei meiner Frage geht es darum, die Helligkeitsvariation mit unseren eigenen Augen im Laufe der Zeit wirklich wahrzunehmen, wie wir sie auf veränderlichen Sternen sehen.


Natürlich sind Transite mit Teleskopen beobachtbar; Dies ist die Hauptmethode zum Aufspüren von Exoplaneten, siehe Wikipedia-Methoden zum Aufspüren von Exoplaneten; Transitphotometrie.

Leider können sie dies nur mit leistungsstarken Geräten tun. Die Größenänderung variiert von 0 bis 0,03. Dies ist beispielsweise bei einem 700-mm-Teleskop nicht zu sehen. Ein 70-mm-Teleskop ohne Ausrüstung reicht also nicht aus. Mit diesem Teleskop können Sie eine Größenänderung von etwa 0,3 feststellen.


Können Exoplanetentransite mit Amateurgeräten visuell erkannt werden? Nein. Die Betragsänderung ist zu gering.

Mit der richtigen Ausrüstung können Transite von Amateuren erkannt werden. Zum Beispiel sammeln Mitglieder der American Association of Variable Star Observers (AAVSO) Daten gemäß der Seite Exoplanet Section.

ANKÜNDIGUNG: Mit dem Start von TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) werden nachfolgende bodengestützte Beobachtungen ein wichtiger Bestandteil des TESS-Prozesses sein, um mögliche Exoplaneten zu bestätigen. Insbesondere werden solche Beobachtungen helfen, falsch positive von echten Exoplanetentransiten zu unterscheiden. Die AAVSO freut sich bekannt zu geben, dass sie ein Programm eingerichtet hat, das die Teilnahme ihrer Mitglieder an diesem Prozess erleichtert.

Obwohl der Durchmesser klein ist, vermute ich, dass ein Teleskop mit 70 mm Durchmesser nicht völlig ausgeschlossen ist. Ich vermute, der Hauptunterschied besteht darin, dass Leute, die sich die Kameras oder andere Detektoren für die Messungen leisten können, auch mehr Geld für ein höherwertiges Teleskop ausgeben.


Amateurausrüstung ist gut genug. Aber man kann es mit bloßem Auge nicht erkennen.

Die Flussänderung für einen vorbeiziehenden Exoplaneten im Transit beträgt ungefähr 1% … höchstens 2% für die größeren Exoplaneten – und es handelt sich um eine allmähliche Änderung. Dies ist eine Änderung, die Sie mit bloßem Auge nicht bemerken, aber es braucht eine Fotoausrüstung, um eine Bildfolge zu erstellen, die eine Analyse der Helligkeit aller gesehenen Sterne ermöglicht, um die Variation in dem einen interessanten zu erkennen.

Mit einer entsprechenden Kamera und einer stabilen Montierung reicht Ihr 70-mm-Teleskop aus, um diese Lichtveränderungen in einer Folge von mäßig langbelichteten Aufnahmen über einige Stunden (Belichtungszeit jeweils einige Minuten) zu erfassen.

Viele der professionellen bodengestützten Exoplaneten-Durchmusterungen verwenden keine oder nicht viel größere Teleskope (siehe z. B. das HATnet-Programm). Der Unterschied liegt oft eher im Automatisierungsgrad, der Empfindlichkeit der fotografischen Ausrüstung und der Automatisierung der Datenverarbeitungspipeline.


Können wir Exoplanetentransits mit Amateurteleskopen visuell wahrnehmen? - Astronomie

Einführung

In diesem Tutorial geht es darum, wie man Exoplanetentransite abbildet. Anfänger werden es hoffentlich nützlich finden, um ihre Fähigkeiten zu entwickeln, und erfahrene Bildbearbeiter können auch einige nützliche Tipps mitnehmen. Das Tutorium kann auch bei der Entwicklung einer konsistenten Methode helfen, die von den Beitragenden des Abschnitts angewendet wird.

Bitte beachten Sie, dass Beobachter, die am ARIEL ExoClock pro-am-Projekt teilnehmen möchten, Details unter https://britastro.org/node/20102 einsehen möchten.

Die Gesamtzahl der in den letzten zwanzig Jahren entdeckten Exoplaneten ist dramatisch gestiegen (Abbildung 1). Wie zu sehen ist, wurden die meisten von ihnen durch die Transitmethode entdeckt.

Transite treten auf, wenn der Planet das Gesicht des Sterns aus unserer Sichtlinie kreuzt, was zu einem kleinen, aber messbaren Rückgang der Helligkeit des Sterns führt. Die Schlüsselpunkte eines Transits, die zum Messen des Timings erforderlich sind, sind in Abbildung 2 dargestellt. Der Eintritt beginnt bei t1, und bei t2 befindet sich der Planet aus unserer Sicht vollständig in der Sternscheibe. Dies wird für den Austritt bei t3-t4 umgekehrt. Die Transitkurve wird durch die Helligkeitsänderung des Sterns von seinem Zentrum zu seinem Rand, die Verdunkelung des Randes, verursacht und ist für jeden verwendeten Stern und jede verwendete Filterfarbe unterschiedlich.


Exoplanetentransite werden hier von Paul Anthony Wilson genauer erklärt.

Warum Exoplaneten beobachten?

Bei so vielen entdeckten Planeten sind detaillierte Nachbeobachtungen von nur einem sehr kleinen Prozentsatz davon mit professionellen Teleskopen möglich. Amateurbeobachter können somit einen echten Beitrag zur Exoplanetenforschung leisten, indem sie solche Beobachtungen von bekannten Exoplaneten im Transit machen.

Die regelmäßige Messung von Transitzeiten kann verwendet werden, um durch Transit-Timing-Variationen (TTVs) auf das Vorhandensein anderer unsichtbarer Begleitplaneten zu schließen. Messungen über lange Zeiträume können winzige Veränderungen in der Umlaufperiode eines Planeten aufdecken, die auf eine Orbitalpräzession oder sogar einen Zerfall zurückzuführen sein können, wenn Planeten einer langsamen Spirale in ihren Wirt folgen. Somit liefern diese Beobachtungen Informationen über die Entstehung und dynamische Geschichte der Planetensysteme.

Die Überwachung von Exoplaneten-Wirtssternen ist ebenfalls wichtig. Viele Wirtssterne sind aktiv und Helligkeitsmessungen des Sterns können die Rotationsperiode aufgrund von Sternflecken aufdecken. Dies hat wichtige Konsequenzen für die lange dynamische Stabilität der Planeten und kann für sehr kurze Zeiträume auf eine Wechselwirkung zwischen Planet und Stern hinweisen. Darüber hinaus können diese Messungen stellare Aktivitätszyklen aufdecken, ähnlich dem Zweijahreszyklus der Sonne, der sich auf die Präzisionstransmissionsspektroskopie zur Bestimmung der Atmosphäre des Planeten auswirkt. Daher kann die Kenntnis dieser Zyklen verwendet werden, um den Zeitpunkt der Beobachtungen großer boden- oder weltraumgestützter Teleskope zu bestimmen.

All dies sind gute wissenschaftliche Gründe, um Exoplaneten im Transit zu beobachten, aber den wahrscheinlich wichtigsten Grund nicht aus den Augen zu verlieren, den Spaß, eine andere Welt zu beobachten, während sie ihren eigenen Stern umkreist, ganz zu schweigen von der Chance, sich selbst und unsere Ausrüstung zu verbessern Grenzen.

Welche Ausrüstung wird benötigt?

Nahezu jedes Instrument, das normalerweise Amateuren zur Verfügung steht, kann für die Transitphotometrie verwendet werden – von einer DSLR-Kamera mit Teleobjektiv bis hin zu einem 400-mm-Schmidt-Cassegrain-Teleskop (Abbildung 3).


Offensichtlich ermöglicht eine größere Öffnung die Beobachtung schwächerer Sterne und kleinerer Planeten, aber viele Transite um relativ helle Sterne erreichen eine Tiefe von 3%, was selbst für bescheidene Teleskope gut erreichbar ist. Da der Stern 3+ Stunden lang ununterbrochen beobachtet werden muss, ist eine gute solide Montierung mit genauer Nachführung unerlässlich. Verwenden Sie idealerweise eine gekühlte monochrome CCD-Kamera. Wenn Sie eine deutsche äquatoriale Montierung verwenden, ist es möglich, dass während der Beobachtungen ein Pier-Flip erforderlich ist. Versuchen Sie, diese so zu timen, dass sie nicht während der kritischen Eingangs-/Ausgangsphasen auftreten. Genaue Zeitstempel auf Ihren Daten sind von entscheidender Bedeutung, daher ist es wichtig, ein spezielles Softwarepaket wie die Freeware Dimension 4 zu verwenden, um die Uhr Ihres PCs zu Beginn jeder Sitzung und dann in regelmäßigen Abständen während der Nacht zu aktualisieren. Verlassen Sie sich nicht auf das Betriebssystem Ihres Computers, um dies für Sie zu tun.

Welche Systeme sind gute Ziele?

Eine gute Planetenklasse, um mit der Beobachtung zu beginnen, sind die heißen Jupiter im Transit. In der Nähe ihres Wirtssterns haben viele kurze Perioden, so dass Transite häufig vorkommen und von kurzer Dauer sind. Eine Liste solcher Planeten finden Sie auf exoplanets.org

- Tabelle auswählen
- Wählen Sie im Dropdown-Feld Beispieltabellen und Speichern die Option Hot Jupiters (Abbildung 4).
- Um zum Beispiel nach Umlaufzeit auszuwählen, klicken Sie auf diese Spaltenüberschrift
- Daten für Planet und Stern erhalten Sie, indem Sie links auf den Planetennamen klicken
Säule

Diese Methode erfordert eine gewisse Sortierung, um zu bestimmen, welche Planeten an Ihrem Standort zur Beobachtung verfügbar sind. Eine einfachere Methode ist die Verwendung des Transitprädiktors in der Exoplanet Transit Database (ETD). Um geeignete Ziele aufzulisten, wählen Sie Transitvorhersagen und geben Sie Ihren östlichen Längen- und Breitengrad ein und klicken Sie auf Senden. Sie erhalten eine Liste der Systeme, die in der ausgewählten Nacht durchfahren (Abbildung 5). Es zeigt alle Systeme mit Durchgangsmittenzeiten für Objekte über 20˚. Beachten Sie, dass die Zeiten in UT sind, sodass Sie gegebenenfalls Anpassungen für Ihre spezielle Zeitzone und BST/Sommerzeit vornehmen müssen.

Wie man entscheidet, welche Exoplaneten-Kandidaten von Paul Anthony Wilson beobachtet werden sollen, der Daten von der exoplanets.org-Website verwendet, kann auch bei der Auswahl eines geeigneten Ziels hilfreich sein.

Andere Optionen, die viel mehr Kontrolle bieten, aber etwas komplexer zu verwenden sind, sind der Transit Ephemeris Calculator und der Transit and Ephemeris Service.

Wenn Sie einen Exoplaneten aus der Liste auf der linken Seite auswählen, werden Daten für diesen Planeten und, indem Sie nach unten scrollen, Transitlichtkurven angezeigt. Eine bestimmte Lichtkurve und zugehörige Daten können durch Anklicken von TRESCA unter dem Namen des einreichenden Astronomen ausgewählt werden, wie in diesem Beispiel von Mark Salisbury (Abbildung 6).

Eine typische Beobachtungssitzung

Bei der Planung von Beobachtungen ist es wichtig, auf beiden Seiten der erwarteten Start- und Endzeit eine Fotometrie zu erhalten, da Transite möglicherweise viele Minuten früher oder später als erwartet stattfinden. Diese Out-of-Transit-Daten können von Software verwendet werden, um Ihre Daten beispielsweise aufgrund einer sich ändernden Luftmasse zu korrigieren. Eine gute Faustregel ist, die Hälfte der erwarteten Transitdauer auf beiden Seiten der erwarteten Start- und Endzeiten einzuhalten, obwohl dies nicht immer praktisch ist, also streben Sie so viel wie möglich außerhalb der Transitabdeckung an.

Sobald Sie einen Plan und eine klare Nacht haben, können Sie Ihren Zieltransit beobachten. Um die Zeitreihenphotometrie zu erhalten, benötigen Sie eine fortlaufende Bildserie von jeweils wenigen Sekunden bis wenigen Minuten Dauer. Die Zeit zwischen dem Start aufeinanderfolgender Bilder wird als Kadenz bezeichnet und umfasst die Belichtungsdauer und die Zeit zwischen den Belichtungen für den Bilddownload. Eine geeignete Trittfrequenz wird von zwei Faktoren bestimmt, dem Signal-Rausch-Verhältnis (SNR), das für das Ziel mit Ihrem Setup erreichbar ist, und der Dauer des sich am schnellsten ändernden Abschnitts des Transits, nämlich dem Transit-Eingang/Ausgang. Ein SNR von etwa 400 ist ideal und die meisten Transit-Ingress-Dauern betragen 10-30 Minuten. Als Faustregel gilt, während dieser Eingangs-/Ausgangsdauer 6-10 Messungen zu erhalten. Vor und nach dem Transit Es ist im Allgemeinen besser, etwas weniger Messungen mit höherem SNR als mehr Messungen mit niedrigem SNR durchzuführen, da dies die Streuung in der Photometrie verringert und eine genauere Zeitmessung ermöglicht, aber 30 Minuten Bildgebung während dieser beiden Zeiträume sollten als das Minimum angesehen werden . Unsicherheiten bei den vorhergesagten Eintritts-/Austrittszeiten können eine längere Bildgebungsdauer vor und nach dem Transit erforderlich machen. Stellen Sie sicher, dass die Zählungen pro Pixel für Ihre Ziel- und geplanten Vergleichssterne innerhalb der linearen Reaktion Ihrer CCD-Kamera bleiben. Die Belichtungsdauer muss für alle Bilder in der Zeitreihe gleich sein. Berücksichtigen Sie daher vor Beginn der Beobachtung die Auswirkungen der Luftmassenänderung während Ihrer Beobachtung. Wenn Sie auf Ihrem CCD einen Stern finden, der sich der Sättigung nähert, während er ansteigt, ist es besser, leicht zu defokussieren, anstatt die Belichtungsdauer zu ändern, die während der gesamten Belichtungssequenz gleich bleiben muss. Die Analysesoftware kann mit der FWHM-Tracking-Funktion kleine Fokusänderungen verarbeiten, um photometrische Blendengrößen zu bestimmen.

Dem gleichen Ziel über viele Stunden zu folgen, erfordert eine gute Verfolgung und Führung. Da jedes Pixel in einer CCD-Kamera etwas anders reagiert, erfordert die hochpräzise Photometrie, dass der Stern für die Dauer der Beobachtungen auf denselben Pixeln bleibt. Dies ist sehr anspruchsvoll und wird selbst in professionellen Observatorien selten erreicht. Versuchen Sie daher, die Bewegung des Sterns so gering wie möglich zu halten.

Ein Aspekt, der bei der Präzisionsphotometrie gelockert werden kann, ist die Fokussierung, tatsächlich wird die höchste Präzisionsphotometrie oft mit stellarer FWHM im Bereich von 10 Bogensekunden erreicht. Die Defokussierung verteilt das Sternenlicht über viele Pixel, wodurch die Auswirkungen von Pixel-zu-Pixel-Variationen reduziert werden, aber es entstehen Kosten durch längere Belichtungsdauern und Schwierigkeiten bei der Achsenführung. Selbst leicht unscharfe Sterne können zu Verbesserungen der photometrischen Präzision führen, vorausgesetzt, die SNR-Werte können beibehalten werden. Bei den hellsten Sternen ist eine Defokussierung oft unerlässlich, um eine Sättigung des CCD zu verhindern.

Für einfache Timing-Messungen können ungefilterte Beobachtungen verwendet werden, aber wenn Sie beabsichtigen, Ihre Daten mit denen anderer Beobachter zu kombinieren oder im Rahmen einer pro-am-Kollaboration arbeiten, sollten Sie einen Standardfilter verwenden (ein pro-am-Projekt definiert oft einen bevorzugten Filtersatz). Die stellare Verdunkelung der Gliedmaßen verleiht Exoplanet-Transiten unterschiedliche Formen und Tiefen in verschiedenen Filtern. Ich würde einen photometrischen Standard-Rotfilter wie Cousin Rc oder Sloan r’ empfehlen. Ein Clear-Blue-Blocking-Filter (CBb) kann ebenfalls verwendet werden, gilt jedoch nicht als Standard. Alle Filter reduzieren die Lichtmenge, die das CCD erreicht, leicht, was längere Belichtungszeiten erfordert, aber die Rotfilter bieten eine Reihe anderer Vorteile. Ein Rotfilter hilft, die Auswirkungen von Szintillation (funkelnde Sterne) zu minimieren und bietet besser definierte Eintritts-/Austrittsübergänge, die eine genauere Messung der Transitzeit ermöglichen. Die Verwendung eines Filters reduziert auch die Systematik, die durch Unterschiede in der Farbe des Vergleichssterns von Ihrem Ziel eingeführt wird.

Für die Transitzeit ist es wichtig, dass Ihre Kamerasteuerungssoftware die Startzeit und -dauer der Belichtung genau aufzeichnet, da diese von der Photometriesoftware verwendet werden, um die Belichtungsmittenzeit zu berechnen, die als Zeitstempel für jedes Bild verwendet wird.

Das Erhalten hochwertiger Kalibrierungsdaten ist einer der wichtigsten Aspekte einer Exoplaneten-Beobachtungssitzung. Um die bestmöglichen Ergebnisse zu erzielen, ist es wichtig, dass Ihre wissenschaftlichen Bilder ordnungsgemäß mit Bias-, Dunkel- und Flatfield-Korrektur kalibriert werden, wobei die Kalibrierungsbilder bei derselben CCD-Temperatur wie die wissenschaftlichen Bilder erhalten werden. Sie können nie genug Kalibrierungsdaten haben, also sammeln Sie so viele Bilder wie möglich (über 20 von jedem ist gut). Die einzelnen Frames sollten median kombiniert werden, um die Master-Kalibrierungsdateien vor der Anwendung auf Ihre Daten zu erstellen und immer Kopien der Originale aufzubewahren, falls etwas schief geht. Das BAA-Fotometriehandbuch kann Ihnen gute Ratschläge zum Erhalt und zur Verwendung von Kalibrierungsdaten geben, um eine qualitativ hochwertige Fotometrie zu erstellen.

Erstellen einer Lichtkurve

Wenn alles gut gelaufen ist und das Wetter mitspielt, sollten Sie jetzt zu wenige hundert wissenschaftliche Bilder und die dazugehörigen Kalibrierungsdaten haben, ist es an der Zeit, sie in eine Transitlichtkurve umzuwandeln. Hierfür empfehlen wir die Verwendung von AstroImageJ (AIJ), einem kostenlosen Datenreduktions- und Photometriepaket, das speziell für Exoplanetentransite entwickelt wurde. Es kann auf den ersten Blick ein wenig entmutigend erscheinen, aber es gibt viele gute Ressourcen, die Ihnen helfen können, wie auf der Seite Anleitungen / Tutorials der BAA Exoplanet Division-Website beschrieben.

Abbildung 7 zeigt eine Transitbeobachtung von WASP-52b aus Großbritannien am 2. November 2018 mit einem 400 mm Orion Optics ODK-Teleskop mit einer ST10XME-Kamera und einem Astrodon Rc-Filter. Die schwarzen Punkte sind die photometrischen Messungen, die von AstroImageJ mit dem im Text beschriebenen Verfahren erhalten wurden. Die rote Linie ist das am besten geeignete Transitmodell von ETD. WASP-52b ist ein ausgezeichnetes Ziel für die Beobachtung und umkreist seinen Stern der 12. Größe alle 1,75 Tage und erzeugt einen Transit mit einer Tiefe von über 3%. Beachten Sie den starken Verdunkelungseffekt der Gliedmaßen, der als Krümmung in der Krümmung in der Basis des Durchgangs sichtbar ist. Dieser Effekt ist bei kürzeren Wellenlängen (blau) am stärksten und bei längeren (röteren) Wellenlängen am geringsten, was die Bedeutung von Filtern unterstreicht

Abbildung 8 zeigt eine phasengefaltete Transitlichtkurve von HAT-P-23b. Die Originaldaten (graue Punkte) bestehen aus 1755 Datenpunkten von 11 Transiten, die mit dem Open University 17,5" PIRATE-Teleskop an den Observatorios de Canarias auf dem Teide on beobachtet wurden Teneriffa und weitere 6 Transite, die der Autor mit seinem 16-Zoll-Teleskop in Großbritannien beobachtet hat. Die schwarzen Punkte stellen Bins mit 25 Datenpunkten dar und die rote Linie ist das am besten passende Transitmodell von Exofast. Die Residuen außerhalb des Transits der binned-Daten des Exofast-Modells betragen nur 390 Teile pro Million, vergleichbar mit einer einzelnen Beobachtung von einem Teleskop der 2 m-Klasse.


Das Datenverarbeitungsmodul in AIJ bietet eine schnelle und einfache Standarddatenreduktion einschließlich der Aktualisierung von FITS-Headern und Plattenauflösung, was den Photometrieprozess erheblich vereinfacht. Der Prozess der Photometrie bei AIJ wird in der verfügbaren Literatur ausführlich behandelt, ermöglicht es Ihnen jedoch, einfach ein physikalisches Modell des Transits an Ihre Daten anzupassen, das dann zur Beurteilung der Qualität der Photometrie verwendet werden kann. Um eine Modellanpassung zu erstellen, müssen Sie lediglich mit der Umlaufzeit, dem Sternradius und den Parametern für die Verdunkelung der Gliedmaßen beginnen. Ersteres kann aus einem der vielen Online-Kataloge bezogen werden, die Gliedmaßenverdunkelung kann mit dem Rechner auf der Exoplanet Utilities-Website abgerufen werden. Innerhalb des AIJ-Photometriemoduls geben Sie Ihre Kameraparameter ein und wählen dann so viele Vergleichssterne wie möglich aus, die eine ähnliche Helligkeit wie Ihr Ziel haben, und stellen sicher, dass es sich nicht um bekannte veränderliche Sterne handelt. Für die Ensemble-Photometrie erstellt AIJ eine Blendenschablone. Nachdem Sie die Fotometrie ausgeführt haben, notieren Sie sich die RMS-Rest- und BIC-Werte aus der Modellanpassung und versuchen Sie die Fotometrie erneut, indem Sie die Blendeneinstellungen variieren, bis Sie die Einstellungen finden, die beide Werte minimieren. Hier zahlt sich die Plattenlösung aus, da AIJ Ihre Vorlage automatisch wieder anwendet und den Sternen sogar durch einen Meridian-Flip folgt, was dies zu einem schnellen und einfachen Vorgang macht. AIJ bietet auch eine Option zum Variieren der photometrischen Apertur basierend auf der FWHM jedes Bildes. Die Software ermöglicht es Ihnen dann, durch die Vergleichssterne zu gehen und sie nacheinander zu entfernen, um zu sehen, ob irgendwelche der Lichtkurve übermäßiges Rauschen hinzufügen. Befolgen Sie abschließend die in der AIJ-Dokumentation beschriebenen Schritte, um Ihre Daten im gewünschten Format zu speichern.

Daten teilen

Jetzt haben Sie Ihre Transitlichtkurve, die Sie teilen sollten. Es wird empfohlen, dass Sie Ihre Daten hochladen auf:

a) Die BAA Photometrie-Datenbank. Eine Anmeldung ist erforderlich und Benutzerhandbücher sind über die Schaltflächen Hilfe und Hinweise zum Einreichen von Beobachtungen verfügbar. Die Daten werden vierteljährlich in die AAVSO-Datenbank hochgeladen.

c) Das Projekt Transiting ExoplanetS CANdidates (TRESCA). Beobachter können sich über den Link auf dieser Seite anmelden.

Amateur-Ergebnisse, die der ETD vorgelegt wurden, haben einen reichhaltigen Datensatz erstellt. Diese Daten wurden von Forschern in vielen von Experten begutachteten Zeitschriftenartikeln verwendet.

Greifen Sie auf die Seite Leitfäden/Tutorials auf der Website der BAA Exoplanet Division zu, um Hilfe zu AstroImageJ und anderen Aspekten der Zielauswahl, Bildgebung und Analyse zu erhalten

Auf der Seite Veröffentlichungen sind insbesondere aufgeführt:

Transiting Exoplanets von Prof. Carole Haswell, herausgegeben von Cambridge University Press, 2010, £31.99 (Paperback). Wird auch im Modul Astrophysik der Open University S382 verwendet

The Exoplanet Handbook von Michael Perryman, herausgegeben von Cambridge University Press 2018, £ 56,99 (gebundene Ausgabe)

Hinweis: Dieses Tutorial wurde aus einem von Mark Salisbury verfassten und von Roger Dymock herausgegebenen Artikel übernommen, der im Exoplanet-Bereich der BAA-Website zu finden ist.


Exoplaneten-Uhr

Wissenschaftler haben im letzten Vierteljahrhundert mehr als 4.400 Exoplaneten &ndash Planeten entdeckt, die andere Sterne &ndash umkreisen. Ein neues Projekt namens Exoplanet Watch ermöglicht es Beobachtern mit einem bescheidenen Hinterhofteleskop und einer Kamera, die winzigen, schwachen Schatten zu verfolgen, die diese Planeten werfen, wenn sie die Gesichter ihrer Sterne überqueren.

Sie können sogar ohne Teleskop teilnehmen. Mithilfe der vom Programm bereitgestellten Datenverarbeitungssoftware können sie einen Heimcomputer verwenden, um Beobachtungen anderer zu analysieren.

Erfolgreiche Teilnehmer erhalten sogar eine Autorenanerkennung für eine veröffentlichte wissenschaftliche Arbeit.

"Es ist eine Gelegenheit, Amateurastronomen oder Studenten zu ermöglichen, Exoplaneten in Echtzeit zu untersuchen", sagte Tamim Fatahi, ein Junior und Informatik-Major an der California Polytechnic State University in San Luis Obispo, der für ein Praktikum auf der Exoplanet Watch eingestellt wurde Projekt. "Sie müssen keinen [höheren] Abschluss haben."

Das neue Programm wird vom Universe of Learning-Team im Rahmen des Science Activation Program der NASA geleitet und hat einen soliden wissenschaftlichen Zweck: die Unterstützung professioneller Exoplaneten-Beobachtungskampagnen, die große Teleskope am Boden und im Weltraum verwenden.

Die Suche nach den Schatten von Exoplaneten ist als "Transit"-Methode bekannt: Das Einfangen des winzigen Einbruchs im Sternenlicht, wenn ein Planet vor seinem Stern vorbeizieht. Von den Tausenden von Exoplaneten, die bisher in unserer Galaxie bestätigt wurden, wurden die meisten durch die Suche nach planetarischen "Transiten" gefunden

Um die Existenz eines Planeten zu bestätigen, möchten Wissenschaftler einen solchen Transit normalerweise mehr als einmal beobachten. Dies kann zum Beispiel Eigenschaften des Planeten und seinen Durchmesser oder die Länge seines Jahres (die Zeit, die für eine Umlaufbahn um seinen Stern benötigt wird) aufdecken. Es sind diese wiederholten Transite, die Exoplanet Watch festnageln möchte.

Aber die Vorhersage des nächsten Transits eines bestimmten Planeten kann ein schwieriges Unterfangen sein. Der Zeitpunkt der Transite ist für viele potenziell interessante Ziele kaum bekannt.

"Wenn es eine 15-Minuten-Unterschätzung gibt, wann ein Transit stattfinden wird, sind das zusätzliche 15 Minuten, die ich in mein Beobachtungsszenario einbauen muss", sagte Rob Zellem, ein Exoplaneten-Astronom am Jet Propulsion Laboratory der NASA und der Projektleiter für Exoplanet Watch.

Fünfzehn Minuten klingen nicht so schlecht &ndash, bis man den übergroßen Bedarf an Beobachtungszeit auf Instrumenten wie dem Hubble-Weltraumteleskop bedenkt.

"Zeit an großen Teleskopen, insbesondere Weltraumteleskopen, ist sehr, sehr kostbar", sagte Zellem. "Wenn Sie viele Planeten beobachten, können sich [15 Minuten] zu einer beträchtlichen Zeit summieren. Jede Zeitverschwendung bedeutet, dass mit diesem Teleskop weniger Wissenschaft betrieben wird."

Betreten Sie die Bürgerwissenschaftler.

Bewaffnet mit einem nichts weiter als einem Sechs-Zoll-Teleskop und einem Digitalkamera-Aufsatz können Sie sich ihren Reihen anschließen, nach Planeten jagen und Ihr eigenes Zuhause in eine Sternwarte verwandeln. Das Projekt bietet den Teilnehmern regelmäßige Updates zu Sternen, für die mehr Beobachtungen erforderlich sind, sowie zu wahrscheinlichen Transitzeiten, die sie verfeinern können. Sie erhalten auch benutzerfreundliche Anweisungen zum Hochladen ihrer Daten in ihre Verarbeitungssoftware.

Diese Beobachtungen werden professionellen Astronomen Zeit und Ressourcen sparen, da sie ihre leistungsstarken Instrumente schließlich auf dieselben Planeten ausrichten.

"Ich liebe das Projekt wirklich, und ich liebe es wirklich, mit Citizen Scientists zusammenzuarbeiten", sagte Marlee Smith, Seniorin an der Columbia University und Doppeldiplom in Informatik und Astronomie.

Sie arbeitete auch als Praktikantin an dem Projekt und ihre Hilfe, zusammen mit der anderer Praktikanten, war unerlässlich, um Exoplanet Watch für die Hauptsendezeit bereit zu machen.

"Wir erweitern die Wissenschaft auf Menschen, die nicht unbedingt daran denken würden, Wissenschaft zu jeder Zeit und für alle zu machen", sagte sie.

Auf der Suche nach Lichtkurven

Smith und die anderen verbrachten viel Zeit damit, den Computercode namens EXOTIC (für Exoplanet Transit Interpretation Code) zu verbessern, der es einheimischen Beobachtern ermöglicht, ihre Daten einzugeben EXOTIC wandelt sie dann in "Lichtkurven" um, das Brot und Butter der Exoplanetenjäger.

Wenn sich ein Planet über das Gesicht eines entfernten Sterns zu bewegen beginnt, beginnt die entsprechende Lichtkurve als flache Linie. Dann nimmt es einen scharfen Einbruch, während sich der Planet auf das Zentrum des Sterns zubewegt und einen winzigen Prozentsatz des Lichts des Sterns blockiert.

Wenn sich der Planet am Gesicht des Sterns vorbeibewegt, steigt die Linie wieder in ihre früher flache Position an. Die resultierende Wellenlinie ist die "Lichtkurve" des Planeten

Wenn der Durchmesser des Sterns bekannt ist, zeigt die Tiefe der Senke den Durchmesser des Planeten. Je größer der Planet, desto mehr Sternenlicht blockiert er. Warten Sie auf ein zweites Bad, wenn der Planet zurückkehrt, und Sie kennen die Länge des Planetenjahres und eine Reise um den Stern.

Ein weiterer Praktikant des Projekts, Aaron Tran, verbrachte seinen Sommer damit, an der Software zu arbeiten, die die Daten von Amateurteleskopen verarbeitet. Als Informatikstudent mit Interesse an Astronomie sagt Tran, dass ihn eines der Hauptziele des Projekts angetan hat: die Exoplaneten-Astronomie für jedermann zugänglich zu machen.

"Exoplaneten mit Teleskopen zu beobachten, die man kauft (im Internet), anstatt eines auf einem Berggipfel zu verwenden, war für mich einer der größten Reize", sagte Tran.

Exoplanet Watch zugänglich zu machen, war auch ein großer Anziehungspunkt für Tiana James, eine Studentin im zweiten Jahr an der Howard University in Washington, DC. James, der Computerinformationssysteme und Grafikdesign studiert, wurde ebenfalls als Praktikant eingestellt und hilft dabei, die Website "sehr anfängerfreundlich" zu machen. "

Und im Sinne der Öffnung der Website für alle entwickelt sie eine Funktion, die die Lichtkurvendaten "sonifiziert".

"Wenn Sie die Daten für eine Lichtkurve eingeben, anstatt sie sehen zu können, sendet sie eine Schallwelle aus", sagte sie. „Du würdest es hören können. Dann könnten Sie sagen: 'Okay, hier war die Lichtkurve.' Für Blinde mit Interesse ist das eine wirklich tolle Funktion."

Das Team von Exoplanet Watch ist bestrebt, seine Wissenschaft allen zugänglich zu machen, sagt Rachel Zimmerman-Brachman, eine Spezialistin für öffentliches Engagement am Jet Propulsion Laboratory, die ihr Fachwissen in das Projekt einbringt.


&bdquoI&rsquom Sensibilisierung für die Möglichkeit für Menschen, als Citizen Scientists an Exoplaneten-Studien teilzunehmen&rdquo, sagte sie. Dazu gehört &bdquo, praktische Wissenschaft &ndash, insbesondere Exoplaneten-Wissenschaft &ndash für so viele Menschen wie möglich zugänglich zu machen.&rdquo

Auf der Suche nach Planeten mit einem ständig wachsenden Pool an angehenden Astronomen, Studenten oder allen, die es neugierig machen: Exoplanet Watch ist eine Einladung, das Universum zu erkunden.

Möchten Sie andere Möglichkeiten für Citizen Science erkunden? Besuchen Sie das Citizen Science-Portal der NASA.

Die Materialien des Universe of Learning der NASA basieren auf Arbeiten, die von der NASA im Rahmen der Kooperationsvereinbarung mit der Vergabenummer NNX16AC65A an das Space Telescope Science Institute unterstützt wurden, in Zusammenarbeit mit Caltech/IPAC, Jet Propulsion Laboratory, Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian und Sonoma State University. Die Auszeichnung ist Teil des Science Activation-Programms der NASA, das darauf abzielt, Wissenschaftsexperten und -inhalten der NASA für Lernende jeden Alters effektiver und effizienter in die Lernumgebung zu bringen.


Der bisher beste Transit-Exoplanet

Von: Robert Naeye 7. Oktober 2005 0

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Nur 0,3° genau östlich des bekannten Hantelnebels, M27 in Vulpecula, leuchtet der Stern HD 189733 der Größe 7,7 mit einem sehr heißen Jupiter in einer engen Umlaufbahn um ihn herum. Ein Fernglas ist alles, was Sie brauchen, um den Stern zu sehen, ein blasses Orange K Zwerg 63 Lichtjahre entfernt. Der Stern ist bei Rektaszension 20h 00.7m, Deklination +22° 43' (2000.0 Koordinaten). Diese Ansicht ist 0,9° breit. Klicken Sie auf das Bild, um eine Ansicht mit einer Breite von 1,3° zu erhalten. Norden ist oben, Osten ist links.

Das von Michel Mayor (Genf Observatorium, Schweiz) gegründete europäische Planetenjagdteam hat gerade einen neuen extrasolaren Planeten angekündigt, der das Gesicht seines Wirtssterns durchquert – der neunte bisher gefundene Transit-Exoplaneten. Aber dieser Planet ist etwas Besonderes. Der Planet, der den Typ der Größe 7,7 umkreist -K star HD 189733 in Vulpecula bietet professionellen Astronomen die besten Aussichten, die Atmosphäre und Temperatur eines Exoplaneten zu studieren. Es gibt auch Amateuren die einfachste Möglichkeit, eine Welt zu entdecken, die einen anderen Stern umkreist. Darüber hinaus befindet sich der Wirtsstern nur 0,3° vom Hantelnebel (M27) entfernt, ideal für Beobachter der nördlichen Hemisphäre am frühen Abend dieser Jahreszeit.

Mit dem 1,9-Meter-Teleskop am Observatorium der Haute-Provence in Frankreich nutzte Mayors Gruppe die Radialgeschwindigkeitsmethode, um den Gravitationszug des Planeten an seinem Wirtsstern zu entdecken. Diese Beobachtungen enthüllten nicht nur den Planeten, sie zeigten auch, dass der Planet regelmäßig einen Teil des Lichts des Sterns blockiert. Folgebeobachtungen mit dem 1,2-Meter-Teleskop der Haute-Provence bestätigten die Transite (die 2 Stunden dauern) und die Tatsache, dass die Helligkeit des Sterns jedes Mal um satte 3 Prozent (0,03 Magnitude) sinkt, wenn der Planet die Sternscheibe kreuzt. Dies sind die tiefsten Exoplaneten-Transite, die wir je gesehen haben.

Ein Künstler stellt den neu entdeckten Planeten dar, der seinen Wirtsstern HD 189733 durchquert. Der Durchmesser des Planeten beträgt etwa 17 Prozent des Sterns, was bedeutet, dass er während des Transits etwa 3 Prozent des Lichts des Sterns blockiert.

S&T-Illustration von Gregg Dinderman.

Papier eingereicht an Astronomie & Astrophysik.

Basierend auf der Temperatur des Wirtssterns und dem Abstand von 0,0313 astronomischen Einheiten muss die Temperatur des Planeten mehrere hundert Grad Celsius betragen. Dies ordnet es in die Klasse der "sehr heißen Jupiter" ein – Planeten mit Jupitermasse, die ihre Wirtssterne in weniger als 3 Tagen umkreisen. Bei seiner hohen Temperatur ist es fast unvorstellbar, dass es auf diesem Planeten oder auf seinen Monden überhaupt Leben gibt.

"Dieser Planet ist absolut phänomenal für Folgebeobachtungen", sagt David Charbonneau (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), der die Weltraumteleskope Hubble und Spitzer verwendet hat, um die Atmosphären zu erkennen und die Temperaturen mehrerer anderer Exoplaneten zu messen. Charbonneau's Harvard-Kollege Scott Gaudi fügt hinzu: "Dieser Planet wird eine Goldmine sein, um durch Folgebeobachtungen etwas über Planeten zu lernen."

Forscher sind aus mehreren Gründen begeistert vom Planeten HD 189733 (HD 189733b). Erstens bedeutet seine unglaublich enge Umlaufbahn, dass Transite häufig vorkommen. Zweitens macht die Abnahme der Helligkeit um 3 Prozent (aufgrund der relativ großen Größe des Planeten in Bezug auf den Stern) Transite leicht zu erkennen. Drittens ist der Stern hell, da er nur 63 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, was bedeutet, dass Astronomen bei ihren Beobachtungen ein hohes Signal-Rausch-Verhältnis erzielen können. Viertens garantiert die hohe Temperatur des Planeten, dass Spitzer seine Wärmeemission nachweisen kann, wie es das Teleskop zuvor für die Exoplaneten HD 209458b und TrES-1 getan hat.

Dank dieser günstigen Bedingungen ist die Forschung nicht auf professionelle Astronomen beschränkt. Der Stern selbst ist so hell, dass er nur mit einem Fernglas gesehen werden kann. Amateurastronomen und Studenten, die kleine Teleskope mit CCDs verwenden, werden leicht den durch die Transite verursachten Helligkeitsabfall von 3 Prozent messen können. "Verdammt, dieser Transit ist so tief, dass einige unserer erfahrensten sind visuell Beobachter könnten es tun!", behauptet Aaron Price von der American Association of Variable Star Observers.

The little constellation Sagitta, the Arrow, is the key to finding the Dumbbell Nebula, M27 (which glows at 8th magnitude) and its exoplanet-host neighbor star. Sagitta is located 10° north of bright Altair. M27 (at the top left corner here) is located 3.3° north of the point of the Arrow. An old observer's trick: imagine the arrow pivoting counterclockwise around its point through a third of a circle. The Arrow's middle star would then lie right on M27.

Transitsearch.org, has added HD 189733 to his observing list. Transitsearch.org organizes worldwide amateur observing campaigns to catch transiting exoplanets. The next transit occurs at 1:53 UT, October 8th, which is best suited for eastern North America observers. By tracking any slight irregularities in the timing of future transits, professionals and amateurs could detect the gravitational presence of additional planets in the system, including planets with masses as low as Earth's.

"It will be very interesting to get high-quality amateur photometry for additional radius estimates, since like HD 209458b, the HD 189733 planet is clearly larger than predicted by standard models," says Laughlin. "Since high-end amateur setups are reliably observing the HD 149026b transit, whose depth is close to 10 times shallower than the HD 189733 transit, I think we can expect to see some awesome light curves of the transit." Laughlin also notes that amateur observations will reveal whether the star is marred by starspots.

More information about the planet and the discovery team can be found in the Haute-Provence press release.


Das Urteil

In general, the reaction of other researchers was positive.

“In principle, the observations are possible, which makes this a tantalizing system,” Kevin Stevenson of the Space Telescope Science Institute told Ars. (Stevenson was not involved in this study but has worked with the lead author in the past.) “However, the authors have made numerous assumptions, which they acknowledge, regarding JWST and the system. Given that we will never find a potentially habitable exoplanet closer than Proxima Centauri b, the risk is certainly worth the rewards.”

Sara Seager of MIT was a bit more cautious. “It looks fine,” she told Ars, though she went on to question “why [the authors] didn’t consider the case of an atmosphere that does not redistribute [heat around the planet]—we will have no way of knowing for sure if they see a signal that looks like a bare rock if it actually is.”

The paper’s lead author, Laura Kreidberg of the University of Chicago, didn't think this was an issue: “I suppose it would be possible to cook up a pathological scenario in which very little heat is transferred (perhaps if the atmosphere were extremely tenuous). But modeling work has shown that for a wide range of atmospheric compositions, the heat circulation is efficient.”

Seager also pointed out that searching for the ozone signal would require up to a hundred hours of observation time. Seager wondered “if it would really be possible to bin together data on that time scale robustly.”

Kreidberg, however, suggested it would be a valuable test of the hardware: “But the tremendous light-gathering power of Webb and the thermal and pointing stability of the telescope are exactly what we need to make these observations successful. But we will definitely want to get test observations of Proxima during the early commissioning phase of JWST to confirm that the detector works at the level of precision required.”

John Mather, the senior project scientist on the James Webb Space Telescope, was also optimistic. “I think the paper in question is pretty good the authors know what they are talking about regarding the planet,” he told Ars. “We definitely did not design the telescope with this target in mind, considering that we started work 21 years ago. We won’t know whether the telescope has the needed stability and sensitivity until after launch. Needless to say we would all like to find out right away, but this is one of the most difficult targets, and it will take a while to learn how to use the equipment in the best possible way. I am certainly optimistic, since we don’t know of anything in the hardware that would prevent the observations.”

Mark Clampin, project scientist for the James Webb Space Telescope at NASA's Goddard Space Flight Center, was enthusiastic (we have more from him below) but shared concerns with Mather about the ozone part. “I think based on this paper alone, the first part of the observation, people would probably want to do. I think that trying to do the ozone observation is something that would probably have to wait until we understand the instruments better.”

And even if we detect ozone, that wouldn’t be a sure sign of life. “I think if you make that observation and you were able to get a positive result, it’s another piece of the puzzle. It’s not the sort of ‘hail Mary.’ I think scientists generally want to see a lot more evidence than just one line. These bio-signatures generally require you to see a number of different lines, different parts of the band.”

Still, Clampin went on to say that, if we did spot ozone, it would inform how we think about the next generation of exoplanet-observing hardware.


Why Is It Important?

Damals und heute

In the early 1600s, Johannes Kepler discovered that both Mercury and Venus would transit the sun in 1631. It was fortunate timing: The telescope had been invented just 23 years earlier and the transits wouldn&rsquot happen in the same year again until 13425. Kepler didn&rsquot survive to see the transits, but French astronomer Pierre Gassendi became the first person to see the transit of Mercury (the transit of Venus wasn&rsquot visible from Europe). It was soon understood that transits could be used as an opportunity to measure the apparent diameter &ndash how large a planet appears from Earth &ndash with great accuracy.

In 1677, Edmond Halley observed the transit of Mercury and realized that the parallax shift of the planet &ndash the variation in Mercury&rsquos apparent position against the disk of the sun as seen by observers at distant points on Earth &ndash could be used to accurately measure the distance between the sun and Earth, which wasn&rsquot known at the time.

Today, radar is used to measure the distance between Earth and the sun with greater precision than can be found using transit observations, but the transit of Mercury still provides scientists with opportunities for scientific investigation in two important areas: exospheres and exoplanets.

Exosphere Science

Some objects, like the moon and Mercury, were originally thought to have no atmosphere. But scientists have discovered that these bodies are actually surrounded in an ultra-thin atmosphere of gases called an exosphere. Scientists want to better understand the composition and density of the gases that make up Mercury&rsquos exosphere and transits make that possible.

&ldquoWhen Mercury is in front of the sun, we can study the exosphere close to the planet,&rdquo said NASA scientist Rosemary Killen. &ldquoSodium in the exosphere absorbs and re-emits a yellow-orange color from sunlight, and by measuring that absorption, we can learn about the density of gas there.&rdquo

Exoplanet Discoveries

When Mercury transits the sun, it causes a slight dip in the sun&rsquos brightness as it blocks a tiny portion of the sun's light. Scientists discovered they could use that phenomenon to search for planets orbiting distant stars, called exoplanets, that are otherwise obscured from view by the light of the star. When measuring the brightness of far-off stars, a slight recurring dip in the light curve (a graph of light intensity) could indicate an exoplanet orbiting and transiting its star. NASA&rsquos Kepler mission has found more than 1,000 exoplanets by looking for this telltale drop in brightness.

Additionally, scientists have begun exploring the exospheres of exoplanets. By observing the spectra of the light that passes through an exosphere &ndash similar to how we study Mercury&rsquos exosphere &ndash scientists are beginning to understand the evolution of exoplanet atmospheres as well as the influence of stellar wind and magnetic fields.


See an Exoplanet in Your Telescope!

Around a star slightly smaller than our own sun, about 200 light-years away, orbits a very odd, very big, and very hot planet known as HD80606b. The thing that makes this planet so odd is its highly eccentric orbit (with an eccentricity of 0.93). HD80606b's eccentric orbit takes it very close to its parent star at its lowest point in orbit, about 0.03 AU. During this period of close approach, the planet's atmosphere rises over 1,000 degrees F (555 degrees C) in about 4 hours! Talk about some bad weather! Of course, this enormous temperature swing causes massive storms called shockwave storms , since their winds would be faster than the speed of sound!

So How Could I Possibly See It?

Because of this planet's extremely large size and close orbit, it could actually block out part of its parent star during a transit. This is exactly what is predicted to happen on the evening of February 14, 2009. HD80606b will pass between Earth and its parent star, blocking out a tiny portion of its light. There is a tiny chance that amateur astronomers will be able to detect this event in moderately sized telescopes as a dimming of the star for a few hours on the night of Feb. 14. While it most probably won't be detectable by the human eye, test setups consisting of tracking mounts and CCD cameras could allow amateurs to maybe (just maybe) detect an exoplanet transit at home. Shown below are three finder maps I put together in wide, mid, and close-up views, so anyone can find this star to watch for the event. I'd love to hear any reports of observations of this! (Click to enlarge. Right-click, Save As. and print for use at the scope)






NOTE: If you get any CCD photometry data, please send it to AAVSO and transitsearch.org.

36 comments:

What kind of magnitude drop are we talking about here?

There aren't many estimates available as to the magnitude drop that is expected, but I'd imagine it is going to be on the very edge of perception by amateur telescopes. Still it will be fun to check for it! My thought on it is that it might be comparable to a minima of Algol (if we can see it), so observe it as if it were such an event.

Sean the disk of the planet looks like it's about 1.5% the size of the disk of the star. I'm not sure the exact effect of distance .03-.84 AU, but I expect the closer the planet is to the star the more noticable the effect. I know I'm not set up for that kind of measurement.

I meant I'm not sure the exact distance on the 14th.

Are you going to try? Do you have a test setup in mind?

I would try if I had the equipment and skies. I'll probably be clouded over (Northeast Ohio isn't known for clear winter skies).

Anyways, I'd imagine that the best test setup would be a CCD on a tracking mount that one could use to record precise images of this star. One could then analyze the images for drops in magnitude over the course of the night. Visually, the chances of seeing this effect I admit are very low, especially if the magnitude dip is very small. If I have clear skies, I'm going to try anyways, maybe look back at it every few hours over the course of a night. Not exactly scientific, but hey its what I've got!

Post edited slightly to include the bit about CCD cameras.

Yuck correction. Shouldn't have done the math quickly on a small phone calulator. It's about a million times smaller that 1.5%. I don't think that'll show up.

Oh wow, I guess we can rule out detecting it visually then. Darn, guess I'll have to try again someday when I get a tracking mount and CCD equipment.

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Amateurs Help Discover Transiting Exoplanet

By: Robert Naeye May 23, 2006 0

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Artist Greg Bacon created this impression of the extrasolar planet XO-1b, recently discovered by a team of professional and amateur astronomers. Click on the image to view a larger version.

Courtesy NASA / ESA / Greg Bacon.

XO Project. McCullough and his colleagues monitor the brightnesses of tens of thousands of relatively bright stars (brighter than 12th magnitude) every clear night with two automated 200-millimeter telephoto cameras on Haleakala, a volcano on the Hawaiian island of Maui. The team uses CCD detectors, and sophisticated software to identify potential transiting planets from the vast amount of data.

The XO Project uses this inexpensive telescope to monitor the brightnesses of tens of thousands of stars every night. The telescope consists of two 200-millimeter telephoto camera lenses. The lenses are attached to CCDs, which can measure slight dips in star brightnesses that reveal a transiting planet. The telescope is on the summit of Haleakala, a volcano on Maui.

Courtesy Peter McCullough / Jeffrey Stys / NASA / ESA.

Ron Bissinger in California, Bruce Gary in Arizona, Peter Howell in Massachusetts, and Tonny Vanmunster in Belgium) observed one of the most promising candidates identified by XO: a magnitude-11.3 solar-type star in Corona Borealis named GSC 02041�. The amateur observations revealed the telltale dips of a transiting object only 30 percent larger than Jupiter. The star decreases in brightness by about 2 percent for about 3 hours. The transits occur every 3.94 days — the companion's orbital period.

To make sure the transiting object was a planet and not a low-mass star or brown dwarf (which are about the same size as a gas-giant planet), McCullough conducted follow-up spectral observations with two telescopes at the University of Texas's McDonald Observatory. Sure enough, the spectra proved that the star wobbles back and forth as it its being tugged by a companion with about 90 percent of Jupiter's mass. The XO team had bagged its first planet, which it has named XO-1b.

"The amateurs could not have discovered this planet without my telescope telling them where to look," says McCullough. "But when they found the drops in brightness of XO-1, that was important. We probably could have done this eventually without their assistance, but it certainly accelerated the process. And it's much more fun to do it this way."

"Over several weeks, one by one, I worked through the candidate list and reported negative findings back to the team," writes Bissinger on his Web site. "But as my computer displayed a light curve on the morning of June 23, 2005, after my telescope and CCD camera took 337 one-minute images of one particular candidate throughout the night before, there was little doubt in my mind that a new exoplanet had been discovered."

Amateur astronomer Ron Bissinger obtained this light curve on the night of June 22-23, 2005. The light curve clearly records the dip in brightness of the host star, XO-1, during the transit.

Click on this link to view a strobe movie that shows when the transits of XO-1b are visible from particular locations on Earth.


High precision photometry: detection of exoplanet transits using a small telescope.

The discovery of planets orbiting other stars has to rank as one of the most significant scientific discoveries in modern times. In many ways it confirms strongly suspected ideas that planetary systems are common, however now we have the data to support the conclusion that we live in just one of a plethora of systems scattered through our part of the Milky Way galaxy.

As of 2012 May 12, 612 exoplanet candidates have been discovered (1) and as with many other fields in astronomy, opportunities exist for amateurs to make valuable contributions to their study. The mechanism described here is via the transit method, which makes use of fortuitous circumstances where the orbital plane of a planetary system is coincident with the line of sight of observers on Earth. (2)

Under these circumstances, the star is seen periodically to dim as the planetary companion transits the disc of the star, temporarily blocking some of the observed stellar flux. Typically transit dips amount to less than 20 milli-magnitudes and as a result place exacting requirements on controlling the noise that is inevitably present in the photometric measurement.

This paper describes observations made with fairly modest equipment that yield scientifically useful high precision data and contribute to long term studies of known transiting exoplanet systems.

Objectives and scientific value

Observations of known transiting exoplanets are of particular interest as they allow accurate long term monitoring of any transit timing variations. This can offer information on orbital decay or evolution of closely orbiting planets. It is also a powerful tool to detect anomalies in mid-transit times caused by the gravitational influence of another undetected body in the planetary system. (3)

Observations of exoplanet transits were made at the author's small home observatory in Gothers, St Dennis, Cornwall using a 0.25m Meade LX200 Schmidt-Cassegrain telescope on an EQ6 German Equatorial mount (Figure 1). In order to minimise zero-point errors, targets were chosen which did not require a meridian flip during the transit or for a period of 1 hour before ingress or after egress. The optical system is equipped with a focal reducer to yield a focal ratio f/6.8 and a focal length of approximately 1700mm.

The CCD imager is the QHY6 Pro device, featuring a 752x585 array of 8.6x8.3 micron pixels. The CCD is operated using set point cooling at temperatures between -12 and -15[degrees]C. All observations were taken un-binned, yielding an image scale for all but the first dataset of 1.01"x0.98" per pixel. Images were bias, dark and flat field corrected and no other image enhancements were made.

Autoguiding is helpful in reducing noise generated by spatially imperfect flat field correction. Autoguiding was performed using a QHY5 CMOS detector and the free guiding software package 'PhD'. (4) A separate 100mm diameter, 600mm focal length refractor guidescope was used, and great care was taken to minimise differential flexure through the structure.

A time-series of the selected targets was taken with an exposure time and cadence that depended on the brightness of the objects under study. Basic data on the objects reported in this paper may be found in Table 1.

Exposure times were chosen so that the maximum ADU (analog/digital unit) count remained within the linear portion of the CCD response this corresponds to a value of less than 40,000 ADU for the CCD used. For the brightest targets this can result in a very short exposure time (a few seconds), which introduces an unacceptable component of scintillation noise on such a small aperture. As a result, strategies such as filtering and defocus were used to limit the maximum ADU count and increase exposure times to a few tens of seconds.

For the brighter objects (V<11) any of the standard Johnson/ Cousins V, R, and I photometric bands may be used as the signal-to-noise ratio (SNR) is high even with a large proportion of the spectrum rejected. For fainter objects it is possible to image unfiltered although this can lead to problems due to differential extinction between the target and reference star if their colour indices are significantly different. This leads to a strong baseline curvature on the lightcurve.

While it is possible to model and remove the baseline curvature, a better solution is to use a long-pass filter such as the Kodak Wratten 12, which is inexpensive (less than 10 [pounds sterling]) and easily available (the filter transmission characteristics are shown in Figure 2). The use of this filter minimises differential extinction issues and maximises SNR on the object within reasonable exposure cadence. The root of the differential extinction problem lies in the fact that atmospheric extinction is stronger at the blue end of the spectrum than the red. As observations progress through the night, a blue star will experience a greater variation in magnitude as a function of airmass than a red star. As a result, unless your target and reference stars are of identical colour (which is rare) the differential extinction will cause the baseline magnitude of the target star to appear to change as a function of airmass. The use of a filter that removes much of the blue end of the spectrum (such as the Wratten 12) reduces this effect.

Reduction was performed using standard differential aperture photometry techniques. Comparison stars are selected that are as close as possible in angular separation, colour and brightness to the target. The angular separation should be small, partly as the author owns a small CCD sensor and partly so that transparency variations (such as thin cirrus cloud) are minimised between the target and comparison stars. Brightness differences should also be minimised where possible so that a high SNR may be achieved on both the target and comparison stars, while preventing either from entering the non-linear part of the CCD response.

It is important when undertaking high precision photometry to optimise the measurement aperture of the star image being measured. As the target and reference stars are generally bright, high-SNR objects, it is important to ensure that the measurement aperture is not too small. In particular, variations in seeing will change the diameter of the star's point spread function (PSF) and cause small changes in the proportion of the PSF that falls outside of the measurement aperture. While these changes in measured PSF fraction are small and would not compromise asteroid or variable star photometry, the small variations that are being measured in an exoplanet transit make this effect important.

Typically sky conditions during observations were clear but not always photometric. Airmass was always less than 2: hence observations made at altitudes of greater than 30[degrees].

Photometry was performed using Maxim DL5 and data manipulation using Microsoft Excel.

Model fitting was performed using the transit-fitting tool on the Exoplanet Transit Database (ETD) provided by the variable star section of the Czech Astronomical Society. (6) This is a very useful website which provides a variety of services for the exoplanet observer, including a shared repository for observations.

The ETD tool allows the user to fit their data using a least squares fit to models generated for each transit based on previously measured parameters. Free parameters available for fit optimisation include transit duration, mid-transit time and transit depth. The tool returns the best fitted lightcurve and derived system properties such as measured orbital inclination. (7) It also provides an estimate of residuals and a 'quality' factor that incorporates measurement precision and sampling cadence.

Observing details and photometric accuracy

An analytical assessment of the uncertainties in the photometry is difficult as there are many varied parameters that drive the noise on the signal observed. Thus an estimation of the photometric uncertainties was performed through calculation of standard deviation from the ETD-modelled fit. This method does leave the data subject to uncertainties on the part of the model, however the author feels that this is small compared to that on the photometry.

Table 2 lists summarised data of each observing run and associated photometric uncertainties. Details of comparison stars and all raw data may be accessed via the ETD using the observation reference listed.

The best results using the system described above gave 1-sigma standard deviation values of less than 4 milli-magnitudes on three occasions and

2mmag on one occasion. These were on individual frames without any averaging or stacking applied.

The author feels that while they are already close to the limit in terms of performance, some further optimisation of equipment and imaging strategy could see residuals fall reliably below 2mmag.

The lightcurves of measured transit photometry are presented in Figures 3 to 8. The Figures show individual photometric measurements as a function of time through the predicted transit period. Photometry is normalised to zero for the out-of-transit magnitude. Error bars on the averaged points are of 1 standard deviation from the model fit. The solid yellow line is the fitted model transit found using the ETD tool. Residual baseline curvature is removed using a second order polynomial fit via the ETD tool.

All plots except the last are scaled to the same Y-axes to illustrate the relative transit depths and measurement uncertainties. The last plot GJ436b is of sufficiently high precision that the axes are doubled in scale to better show the shallow transit.

A summary of the transit parameters, compared with predictions based on previously calculated ephemeris data, is seen in Table 3.

This paper reports transit observations for the five extrasolar planets: HAT-P-9b, HAT-P-13b, TrES-1b, TrES-3b and GJ 436b. The use of the model-fitting tool provided by the variable star section of the Czech Astronomical Society allows geometric transit parameters to be calculated from the fitted transit data. These parameters are given in Table 4.

It may be noted that most of the planets studied are slightly larger than Jupiter, with the exception of GJ 436b, a 'hot Neptune-sized' planet orbiting an Mdwarf star in Leo. (8) Without exception, all of the planets studied are in short period orbits, much closer to their parent star than any planets within our own solar system.

Observations reported here demonstrate that telescopes of modest aperture, equipped with relatively low-cost CCD cameras and situated in less than optimal locations, can be used to obtain usefully accurate data on exoplanets transiting stars of 12th magnitude and brighter. These observations are valuable in that they can be incorporated in a worldwide database and used to monitor long-term variations in planetary system behaviour.

Address: 5 Gothers Road, St Dennis, Cornwall PL26 8DF. [[email protected]]

(2) Winn J. N., 'Exoplanet transits and occultations', in Exoplanets, ed. Seager S., University of Arizona Press, 55-77 (2010)

(3) Nascimbeni V. et al., 'TASTE II: A new observational study of transit time variations in HAT-P-13b', Astron. Astrophys. 532, A24 (2011)

(4) Stark C., PhD guiding software, http://www.stark-labs.com/phd guiding.html

(5) Maxim DL, Image processing software by Diffraction Ltd, http://www. cyanogen.com/maxim_main.php

(6) Brat L., Exoplanet Transit Database, http://var2.astro.cz/ETD/ protocol.php

(7) Pejcha O., Exoplanet transit parameters from amateur astronomers' observations, http://var2.astro.cz/ETD/FitProcedureDescriptionPejcha2008.pdf (2008)

(8) Bean J. L. et al., 'A Hubble Space Telescope transit light curve for GJ 436b', Astron. Astrophys. 486, 1039-1046 (2008)


Erw. Astrophysics through backyard telescopes

I have seen articles, videos of people doing stellar spectroscopy (and building databases of star compositions) using grating filters in their medium sized scopes, measuring binary distances and some even measuring exoplanet transits with backyard telescopes. To a guy using machine learning for software based adaptive optics, in a backyard scope. Some truly inspiring things that seemed to be in domain of large observatories only and that more and more amateurs are doing now.

I want to know stories from fellow astronomers on this site, about the most advanced scientific measurement that they have done with their equipment or an observation / image that they are proud of - ( other than seeing Saturn for the first time, which nothing ever tops in life ). or something they have heard or an never tried yet. If possible, please do give some technical details about what key instrument / software / device that you used. It'll might open people, to things they thought weren't possible.



Bemerkungen:

  1. Illias

    Dieses Thema ist einfach unvergleichlich :), ich bin sehr interessiert))))

  2. Dagis

    Und ich........

  3. Amram

    Autor - höllische Sotona !! Gehen Sie ischo !!

  4. Cleavon

    Wahre Idee



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