Ricerca di transiti planetari in serie temporali fotometriche di

Ven, 21/11/2014
Ricerca di transiti planetari in serie
temporali fotometriche di alta
precisione nei campi della survey
APACHE
Candidato: Lorenzo Gioannini
Relatore:
Dott. Mario G. Lattanzi (INAF-OATo)
Corelatore:
Dott. Alessandro Sozzetti (INAF-OATo)
Controrelatore: Prof. Nicolao Fornengo
Outline
Ricerca di pianeti extrasolari
Metodo Fotometrico
Progetto APACHE
Cosa osserva
Stelle di campo
Metodologia analisi
Riduzione dati
Analisi delle curve di luce
Algoritmo BLS
Risultati
Stelle variabili
Candidato pianeta
Metodo dei transiti
●
●
●
Sfrutta l'eclissi del pianeta sulla stella;
Se l'orbita è allineata con la linea di
vista si rivela una variazione luminosa;
Dall'analisi della curva di luce si
possono ricavare importanti parametri,
necessari per la caratterizzazione del
pianeta.
APACHE
A Pathway toward the Characterization of Habitable Earths
Progetto per la ricerca di nuovi pianeti extrasolari
(Nettuni e super-Terre) in transito intorno a stelle di tipo nana M
APACHE
●
●
●
●
Progetto dell'OATo realizzato in collaborazione con l'Osservatorio
Astronomico della Valle d'Aosta (OAVdA), a 1650m di altitudine in località
Lignan (Nus)
In funzione dal 2012 per una durata di 5 anni
Sistema automatizzato di 5 camere CCD al piano focale di 5 telescopi
Ritchey-Chrétien 40-cm f/8.4
Pratica misure di fotometria differenziale con precisione tipica di 5 mmag
nella banda I (~ 806 nm)
APACHE
Maggio 2014 APACHE ha osservato complessivamente 300 campi
Cosa c'è in un campo di APACHE?
Immagine CCD di un campo.
Cosa c'è in un campo di APACHE?
Campo di vista ~ 25' X 25'.
Cosa c'è in un campo di APACHE?
Target di APACHE (nana M) posizionata al centro del CCD.
APACHE
Stelle di campo
Stelle del campo relativo al target di APACHE.
Sono le stelle analizzate nello studio di questa tesi.
In maggioranza di tipo spettrale F-G-K (nane e giganti)
APACHE
Stelle di campo
Nei primi due anni di attività sono state osservate
centinaia di migliaia di stelle
Non tutte sono buoni target:
criteri di selezione
Criteri di selezione
Possibilità reale di rivelazione:
Copertura di fase
maggiore del 40%
(per P < 3 giorni)
Possibilità di rivelare con
buona significatività variazioni
nelle curve di luce di ~ 1% mag:
Precisione
fotometrica migliore
di 15 mmag
Criteri di selezione
Possibilità reale di rivelazione:
Copertura di fase
maggiore del 40%
(per P < 3 giorni)
Possibilità di rivelare con
buona significatività variazioni
nelle curve di luce di ~ 1% mag:
Precisione
fotometrica migliore
di 15 mmag
Queste soglie hanno fissato a 4126 il numero di stelle a disposizione
per l'analisi (141 campi).
Tenendo conto della frequenza planetaria e della probabilità
geometrica tale campione fornisce un potenziale di scoperta di alcuni
Hot Jupiters.
Riduzione Dati
TEEPEE (Transiting ExoplanEts PipElinE)
Pipeline di riduzione dati utilizzata in APACHE
●
Insieme di routine scritte in IDL necessarie per il processamento dei
dati
●
In funzione da diversi anni, in continuo sviluppo
●
Si divide principalmente in 3 strutture:
1) Calibrazione delle singole immagini
2) Astrometria delle immagini
3) Fotometria differenziale
●
Modifica e/o adattamento di alcuni pacchetti per fare agire la
riduzione dati sulle stelle di campo.
Analisi delle curve di luce
Numero di target: 4126;
Tipicamente 50 notti di osservazione per stella;
Totale di 210 000 curve-di-luce-notte da analizzare.
Analisi delle curve di luce
Numero di target: 4126;
Tipicamente 50 notti di osservazione per stella;
Totale di 210 000 curve di-luce-notte da analizzare.
È necessario svolgere un'analisi globale:
BLS (Box-Fitting Least Square)
Algoritmo costruito per identificare segnali periodici caratterizzati
dall'alternarsi di 2 livelli discreti dove il tempo speso in quello inferiore
è una piccola frazione della curva di luce fasata.
BLS
Target ID: apache_special_22
P1=0.0015 g
1
●
●
●
Realizza n periodi
Mette in fase l'intero set di
dati relativo al target
Ricerca iterativamente il
best fit per una funzione a
gradino
BLS
Target ID: apache_special_22
P1=0.0015 g
1
P2=0.0020 g
●
●
●
2
Realizza n periodi
Mette in fase l'intero set di
dati relativo al target
Ricerca iterativamente il
best fit per una funzione a
gradino
BLS
Target ID: apache_special_22
P1=0.0015 g
1
P2=0.0020 g
●
●
●
2
Pi=2.6866 g
… i ...
Realizza n periodi
Mette in fase l'intero set di
dati relativo al target
Ricerca iterativamente il
best fit per una funzione a
gradino
BLS
Target ID: apache_special_22
P1=0.0015 g
●
●
P2=0.0020 g
Pi=2.6866 g
●
Realizza n periodi
Mette in fase l'intero set di
dati relativo al target
Ricerca iterativamente il
best fit per una funzione a
gradino
BLS
Target ID: apache_special_22
P1=0.0015 g
POW 1
●
●
P2=0.0020 g
POW 2
Pi=2.6866 g
●
POW i
Per ogni periodo di
prova genera delle
“potenze”
Queste riflettono lo
scarto quadratico
medio tra il set di
dati sperimentale e
la curva teorica del
fit.
Il periodo di prova
più significativo è
quello per cui la
potenza è
massima.
BLS
Spettro di potenza (o di frequenza): grafico dei periodi di prova con le relative
potenze.
SDE (Signal Detection Efficiency) è la significatività di ogni periodo
POW peak − Mean Bpow
SDE =
σ Pow
XO-2 b
P
O
W
BLS
Spettro di potenza (o di frequenza): grafico dei periodi di prova con le relative
potenze.
SDE (Signal Detection Efficiency) è la significatività di ogni periodo
POW peak − Mean Bpow
SDE =
σ Pow
Distribuzione di probabilità
della SDE per dati soggetti
soltanto a rumore
gaussiano (nessun
segnale/transito).
Si deduce che la probabilità
di falso positivo è nulla se la
SDE > 6.
Risultati finali
È stata testata la metodologia di analisi utilizzata su vari campi di prova di APACHE.
È stato svolto un test doppio cieco su un sistema transitante noto:
Di questo è stato ritrovato il periodo orbitale corretto con alta significatività (SDE=12.21).
Risultati finali
È stata testata la metodologia di analisi utilizzata su vari campi di prova di APACHE.
È stato svolto un test doppio cieco su un sistema transitante noto:
Di questo è stato ritrovato il periodo orbitale corretto con alta significatività (SDE=12.21).
●
Periodi significativi (527)
Correzione
meridian flip
(strumentale)
●
Periodi significativi (282)
Eliminazione
falsi positivi
del giorno
●
Periodi significativi (132)
Risultati finali
Individuazione di:
●
Stelle variabili
●
Candidato pianeta
●
Periodi significativi (132)
Stelle variabili
Sono state rivelate 19 stelle variabili di periodo minore di 3 giorni di cui 8
nuove scoperte
Importanza della loro scoperta:
●
●
●
Test di sensibilità dell'analisi dati e robustezza dell'algoritmo utilizzato
Segnalare la loro presenza può essere utile per APACHE, ma anche
per altre survey
Risoluzione astrofisica del sistema
Variabile ad eclisse a contatto
apache_3219_31
Pulsating
variable
RR Lyrae
apache_1385_37
Stella 276 nel campo apache_2586
L'analisi ha permesso di individuare un segnale interessante.
●
Periodo = 0,6833 giorni
●
SDE = 9,08
●
D ≈ 0.7%
●
RMS=8 mmag
●
Dati relativi
al 2012
Curva di luce fasata
Segnale interessante: follow up
Notte del 15/08/2014
Mag diff
Oggetto interessante → Candidato pianeta
Follow up: studi ulteriori sul candidato
Un candidato pianeta NON è un pianeta.
Molti falsi positivi astrofisici possono mimare transiti planetari:
Blend di variabile ad
eclisse con una stella
stabile
Eclisse al
bordo di
due stelle
Transiti di
stelle nane
Sono stati realizzati tutti i test possibili che potessero
escludere tali falsi.
Follow up: studi ulteriori sul candidato
Un candidato pianeta NON è un pianeta.
Molti falsi positivi astrofisici possono mimare transiti planetari:
Blend di variabile ad
eclisse con una stella
stabile
Caratterizzazione del
target
Late F
Transito compatibile con
Hot Jupiter (sub-arcsec)
Eclisse al
bordo di
due stelle
Transiti di
stelle nane
Immagini ad alto
potere risolutivo
Follow up spettroscopico
Blend sub-arcsec
Stima della misura della
massa del compagno
Candidato pianeta: follow up spettroscopico
TRES (Arizona)
Si esclude l'ipotesi di binaria ad eclisse
Un transito provocato da una compagna stellare
provocherebbe variazioni di decine di Km/s
Candidato pianeta: follow up spettroscopico
TRES (Arizona)
Si esclude l'ipotesi di binaria ad eclisse
Un transito provocato da una compagna stellare
provocherebbe variazioni di decine di Km/s
Candidato pianeta: follow up spettroscopico
HARPS-N (Canarie)
Le misure di velocità radiali sono state prese in
concomitanza con le misure fotometriche. Ed è stato
osservato l'eclisse secondaria, ma con la stessa
profondità di transito.
Candidato pianeta: follow up spettroscopico
HARPS-N (Canarie)
Due sono le ipotesi più
accreditate, risolvibili tramite i
modelli
Sistema triplo legato
gravitazionalmente
Blend di sfondo
Grazie per l'attenzione
Candidato pianeta: follow up spettroscopico
Misure di velocità radiali
P
M P sin (i)≈
2ΠG
( )
1/ 3
K s M 2/s 3 (1−e 2 )1/ 2