TOI-1726 b & c – współodkrycie systemu multiplanetarnego w TESS Follow-Up Program
Niedługo minie rok od współodkrycia trzeciej planety pozasłonecznej, KELT-24 b. Przyszedł czas na kolejne odkrycia, tym razem w nieco innej formie. Najnowsze osiągnięcie (poparte współautorstwem pracy naukowej) dotyczy nie jednej, lecz dwóch planet pozasłonecznych obiegających jedną gwiazdę.
TESS Follow-Up Program (TFOP)
To międzynarodowy projekt skupiający obserwatoria astronomiczne na całym świecie. Podzielony jest on na kilka grup. Pierwszą z nich jest SG1 (Sub Group 1), która polega na naziemnych fotometrycznych obserwacjach tranzytów planet pozasłonecznych w celu potwierdzenia sygnału wychwyconego przez sondę TESS.
Sam teleskop TESS nie jest idealny. Pomimo dużego pola widzenia, sama ma bardzo dużą skalę na piksel wynoszącą ponad minutę kątową łuku. To oznacza, że uchwycone zmiany jasności w danym pikselu może dotyczyć wielu gwiazd, które ze sobą się zlewają. Zadaniem obserwatorów naziemnych jest przeprowadzenie obserwacji tranzytu w wysokiej rozdzielczości (zwykle ze skalą 1” na piksel lub mniejszą), aby określić pochodzenie sygnału. Nie zawsze zmianę jasności można zarejestrować bezpośrednio. Niekiedy bardzo płytkie tranzyty są wręcz niemożliwe do uchwycenia w warunkach naziemnych. Można jednak potwierdzić sygnał nieco inną metodą obserwacji, tzw. NEB-check.
NEB-check, czyli Check for Nearby Eclipsing Binaries, to “pośrednia metoda” obserwacji tranzytu, która w zasadzie sama w sobie jest metodą pośrednią rejestracji egzoplanet. Weźmy pod uwagę sytuację, kiedy TESS wykrył zmianę jasności 0.001 mag na gwieździe mającej 10 magnitudo. Różnica wydaje się na granicy dostępności w warunkach naziemnych (poza półmetrowymi teleskopami i większymi wyposażonymi w dobrej klasy kamerę), ale nie jesteśmy jeszcze na straconej pozycji. Na podstawie zdjęć dużej rozdzielczości wykryto, że w odległości 10” od gwiazdy znajduje się towarzysz o jasności 15 magnitudo. Wiemy, że na obrazie TESS takie obiekty będą zlane ze sobą – jasności są zsumowane. Teraz istnieją dwa możliwe przypadki, które można wyznaczyć matematycznie. Albo na gwieździe 10 mag dochodzi do tranzytów/zaćmień o amplitudzie 0.001 mag, albo na gwieździe 15 mag mamy zaćmienia o głębokości 0.1 mag. Ten drugi przypadek jest o wiele łatwiejszy do uchwycenia. Jeżeli naszymi obserwacjami wykluczymy obecność takich zaćmień u bliskiego towarzysza, sygnał pochodzący od TESS musi pochodzić od tej jaśniejszej gwiazdy. Przy wykluczeniu wszystkich kombinacji u towarzyszy (czasem może być ich kilka, kilkadziesiąt lub nawet kilkaset), status kandydata na egzoplanetę przechodzi na CPC (cleared planetary candidate). O planach obserwacji kandydatów tą metodą omawiałem na kilku prezentacjach (zloty, konferencje).
World Wide Variable Star Hunters – projekt, z udziałem którego odkrycie było możliwe
W październiku 2019 roku napisałem post na zagranicznym forum odnośnie odkrycia MGAB-V266, który uzyskał zainteresowanie u paru osób. W prywatnej wiadomości otrzymałem zaproszenie do międzynarodowego projektu WWVSH, który właśnie powstawał. Grupa ta nie jest skupiona tylko i wyłącznie na gwiazdach zmiennych, ale także innych celach: przelatujące planetoidy w pobliżu Ziemi, zjawiska przejściowe (nowe, supernowe), astrofotografia czy nawet radioastronomia. Sercem całego projektu jest teleskop CDK 24” wyposażony w kamerę FLI 16803 na montażu 10Micron GM4000HPSII umiejscowiony pod Abu Dhabi, w Zjednoczonych Emiratach Arabskich. Będąc prowadzącym podgrupy egzoplanet, razem z właścicielem obserwatorium (Nezar Hezam) przeprowadzamy obserwacje kandydatów w projekcie TFOP SG1. Do obserwacji tranzytów koło filtrowe zostało wyposażone w filtry fotometryczne V (Johnson) i r’ (SLOAN).
Obserwacje TOI-1726 i jej planet
Przeprowadziliśmy dwie obserwacje tranzytu TOI-1726 b metodą NEB-check. Pierwsza z nich (22 lutego) dotyczyła samego wyjścia z ponad dwugodzinnym śledzeniem po przewidywanym końcu zjawiska, zaczynając rejestrację mniej więcej od połowy (mid-transit). Nasza rejestracja była pierwsza i w tamtym momencie słyszeliśmy tylko o jednej egzoplanecie. Ponieważ obserwacja tylko częściowo pokrywała tranzyt i wkrótce dowiedzieliśmy się o istnieniu drugiej potencjalnej planety w tym systemie, postanowiliśmy wykonać obserwację ponownie. Po siedmiu dniach (29 lutego, po pełnym obiegu wokół gwiazdy) wykonaliśmy podobną obserwację tym samym filtrem (r’ SLOAN), tym razem przez całą długość tranzytu. Okazało się, że LCO (Las Cumbres Observatory) wykorzystało jeden ze swoich metrowych teleskopów i rejestrowało TOI-1726 b w tym samym momencie, ale za pomocą filtra z’ (SLOAN). Wszystkie trzy obserwacje wskazały to samo – żadna z pobliskich gwiazd nie wykazuje zaćmień ze 100% pewnością, a więc sygnał dotyczy HD 63433! Analizę klatek i wysłanie raportów do ExoFOP i TFOP przeprowadziłem już w pełni samodzielnie.
Do tej pory nie przeprowadzono żadnej obserwacji TOI-1726 c, nawet metodą NEB-check. Kolejna okazja miała miejsce w marcu 2020 roku, jednak awaria focusera w obserwatorium WWVSH i niekorzystne warunki obserwacyjne nie pozwoliły na przeprowadzenie rejestracji. Następna szansa będzie miała miejsce dopiero na przełomie 2020 i 2021 roku. Na to potrzebne są odpowiednie warunki, gdyż dokładność efemeryd za parę miesięcy będzie dość słaba, a w dodatku z powodu towarzysza występują ETV (eclipse timing variations).
HD 63433 – gwiazda macierzysta
To jedną z najjaśniejszych gwiazd, wokół których zidentyfikowano tranzytujące egzoplanety. Tylko siedem innych gwiazd jest jaśniejszych niż V=6.9 mag, czyli tyle, ile ma HD 63433 (zaledwie parę tygodni temu mogliśmy mówić o sześciu, ale HD 63433 się spóźniła ). Jest bez problemu widoczna przez niewielką lornetkę, zaledwie 72 minuty kątowe od Polluksa, najjaśniejszej gwiazdy w konstelacji Bliźniąt. Każdy, kto choć przez moment spojrzał przez lornetkę w jej kierunku, widział w tle niepozorną HD 63433 czekającą, aż ktoś w końcu nią się zajmie. TOI-1726 i jej planety powstały stosunkowo niedawno – mniej niż miliard lat temu (dla porównania, Ziemia ma 4.5 miliarda lat). Jej parametry oraz ruch wskazują, że należała do gromady gwiazd Ursa Major Moving Group, która istniała około 400 milionów lat temu i zdążyła już się rozproszyć (do niej należy kilka gwiazd z Wielkiego Wozu). HD 63433 jest także gwiazdą zmienną rotacyjną (V377 Gem) o amplitudzie do 0.02 mag (wynikająca z plam na jej powierzchni), o okresie obrotu około 6.5 dób ziemskich. Promień TOI-1726 jest zbliżony do rozmiaru Słońca.
HD 63433 b oraz HD 63433 c – charakterystyka planet
Są to najmniejsze współodkryte planety pozasłoneczne na moim koncie. K2-232 b, KELT-23 b oraz KELT-24 b należą do gazowych gigantów, o rozmiarach porównywalnych do Jowisza lub nieco większych. HD 63433 b oraz HD 63433 c są mniejsze od Neptuna, ale większe od Ziemi. Ich promienie wynoszą odpowiednio 0.20 Rj oraz 0.24 Rj i obiegają gwiazdę macierzystą o okresach 7.11 oraz 20.55 dób ziemskich. W związku z tym, HD 63433 b należy do gorących mini-Neptunów (P < 10d), a HD 63433 c do ciepłych mini-Neptunów (P > 10d). Spadki jasności dla obu planet (b i c) są niewielkie i wynoszą odpowiednio 0.0006 i 0.0009 mag.
Czy tranzyty TOI-1726 b i c mogą być zarejestrowane amatorsko?
Do tej pory nie zarejestrowano żadnego tranzytu on-target w warunkach naziemnych. Od momentu opublikowania nowych kandydatów na planety pozasłoneczne z Sektora 20, mieliśmy zaledwie dwa miesiące na próby obserwacji obu planet, które mają „dość długie” okresy orbitalne (7 dni i 20 dni). W dodatku, gwiazdozbiór Bliźniąt powoli kieruje się ku zachodowi. Gwiazda macierzysta jest bardzo jasna i obserwacja fotometryczna wymaga zastosowania gwiazd o dość podobnej jasności. Te znajdują się dość daleko, stąd potrzebne jest szerokie pole widzenia. Niewielki spadek jasności wymaga zastosowania teleskopów o średnicy przynajmniej 8 cali, który obejmie pole widzenia o przekątnej przynajmniej 1.5 stopnia i sięgnie dwie gwiazdy referencyjne: HD 64107 (V=6.9) i HD 63432 (V=6.8). Gwiazdy o takiej jasności wymagają bardzo dużego rozogniskowania, skupiając się jednocześnie na bardzo dobrym prowadzeniu, automatycznym korygowaniu ostrości (kompensacja rozszerzalności temperaturowej) i utrzymywaniu stabilnego kształtu gwiazd (idealna kolimacja + dyfuzer byłby bardzo przydatny). Obserwację należałoby przeprowadzić przez 8 godzin, aby móc zredukować zmiany jasności wynikające z rotacji gwiazdy. Stąd, szanse na „bezpośrednią” amatorską detekcję jest niezerowa, ale ekstremalnie trudna. Próby obserwacji NEB-check dla tego systemu będą miały już zastosowania, bowiem nic nowego nie wniosą (a dokładność efemeryd będzie malała, dopóki TESS nie wróci do tego obiektu na początku 2022 roku).
Podsumowanie
Współdział w odkryciu systemu multiplanetarnego za pomocą obserwacji jest jednym z większych osiągnięć, który mogę dopisać w drugiej linijce dla roku 2020. Pierwszym z nich było odkrycie nowego rodzaju gwiazd zmiennych (MGAB-V249), co opisałem w innym wątku. Moim celem na 2020 jest dokonanie pięciu ciekawych osiągnięć, więc mam nadzieję, że w ciągu najbliższych kilku miesiącach będę mógł powiedzieć o jeszcze trzech następnych! Na chwilę obecną nie ma jeszcze nic oczekującego na publikację, aby było tym trzecim.
Kolejne odkrycia planet pozasłonecznych będę publikował już w wątku zbiorczym, chyba że będą dotyczyły ciekawszych obiektów (np. pierwsze współodkrycie planety skalistej). Będą to odkrycia z WWVSH jak i SOTES, bowiem przeprowadziłem już kilka tranzytów, lecz potrzeba przynajmniej kilku miesięcy na ewentualną publikację, jeśli egzoplanety okażą się prawdziwe i zakwalifikuję się do pracy naukowej (na kolejną linijkę zasłużę dopiero, jeśli tych planet pozasłonecznych będzie 10 ). TOI-1726 wydano dość szybko, ponieważ okazała się być bardzo interesująca (jasna gwiazda, system multiplanetarny, powiązanie z Ursa Major Moving Group).
Do pełnego odkrycia egzoplanety (z nazwą SOTES lub MGAB w nazwie) jeszcze musimy poczekać. Ale nad tym powoli pracuję i na razie są tylko kandydaci na brązowe karły
Praca naukowa zostanie opublikowana w The Astronomical Journal. Bezpośredni link do PDF na arXiv: https://arxiv.org/pdf/2005.00047
I na koniec symulacja w programie Stellarium. Jedna sekunda filmu odpowiada 1 dniu w rzeczywistości