Waarneming van de secundaire transit van WASP-103 b. 31 Maart Ewout Beukers, Frouke Kruijssen, Lennert Prins, Queeny van der Spek, Elger Vlieg

Transcriptie

1 Waarneming van de secundaire transit van WASP-103 b 31 Maart 2014 Ewout Beukers, Frouke Kruijssen, Lennert Prins, Queeny van der Spek, Elger Vlieg Abstract Very Hot Jupiters spelen een belangrijke rol in het onderzoek naar exoplaneten. In januari 2014 is de Very Hot Jupiter WASP-103b ontdekt met behulp van een primary transit. De moederster WASP-103 is goed waarneembaar met een helderheid van V = De planeet ontvangt een relatief grote hoeveelheid straling ( erg s -1 cm 2 ) van haar moederster en heeft een bijzonder grote straal (1.5 R jup ). Dit maakt WASP-103b geschikt voor onderzoek naar haar atmosfeer. Met de Wide Field Camera willen wij in het nabije infrarood (Z-filter) de secundaire transit meten om zo de temperatuur en thermische eigenschappen van de planeet te bepalen. We verwachten een verschil in helderheid van ongeveer 0.5 tot 1 mmag te meten. Mogelijk draagt de analyse van het resultaat bij aan een verklaring voor de grote straal.

2 Wetenschappelijke onderbouwing De zogenaamde Very Hot Jupiters, grote planeten op een zeer kleine afstand van hun moederster, hebben altijd al een grote rol gespeeld in het onderzoek naar exoplaneten. Ze zijn met behulp van de RV- en transitmetingen goed te detecteren en kunnen ons veel vertellen over het vormingsproces van planeten. Zeer recent is de Very Hot Jupiter WASP-103 b ontdekt met behulp van een primary transit. Opvallend aan deze planeet is dat haar halve lange as minder dan 20% groter is dan de Rochestraal, de straal waarop vanwege getijdenkrachten de planeet uit elkaar zou vallen. Daarnaast ontvangt de planeet een zeer grote hoeveelheid straling van haar ster( ). Deze grote hoeveelheid straling en de grote straal van de planeet (1.5 ) maken de planeet tot een goed doelwit voor een onderzoek aan haar atmosfeer. Bovendien zorgt de kleine periode van 22.2 h ervoor dat er meerdere meetmomenten mogelijk zijn in de week van de La Palma reis voor het geval een meting niet door kan gaan of om extra data te verzamelen.(gillon et. al. 2014) Wij stellen voor om met de WFC in het nabije infrarood de secondary transit van WASP-103 b te observeren om zo de temperatuur en atmosferische eigenschappen van de planeet te bepalen. Omdat WASP-103 b zo recent ontdekt is, is er nog geen enkele publicatie met onderzoek naar haar thermische emissie en wij hopen hierin de eersten te zijn. Soortgelijk onderzoek is verricht aan de secondary transits van WASP-19 b en WASP-12 b, twee andere Very Hot Jupiters. In het geval van WASP-19 b vonden de onderzoekers een transitdiepte van %(Burtun et al., 2012, Zhou et al. 2013). Voor WASP-12 b lijkt de transitdiepte variabel te zijn over de tijd, het ene onderzoek vond diepte %(López-Morales et. al. 2010), het andere onderzoek vond %(Föhring et. al. 2013). Gebaseerd op deze metingen verwachten we voor de secondary transit van WASP-103 b een transitdiepte van ongeveer 0.08 tot 0.1 %. Wij verwachten een effect van deze grootte te kunnen waarnemen, maar als de transitdiepte kleiner of de ruis groter is dan verwacht, kunnen we in ieder geval een bovenlimiet stellen aan de emissie van de planeet, wat ook een belangrijk resultaat is bij het opstellen van atmosferische modellen voor de planeet. Met behulp van een waarneming aan de secondary transit kan de effectieve temperatuur van WASP-103 b bepaald worden. De gevonden temperatuur zou kunnen verklaren waarom de planeet een stuk groter is dan verwacht. Modellen geven een verwachte straal van ongeveer 1.25 tegenover de gemeten waarde van 1.5.Daarnaast zou dit onderzoek een impuls kunnen geven voor verder onderzoek op andere golflengtes. Een goede analyse van de atmosfeer zou daarnaast informatie kunnen verschaffen over de manier waarop de planeet op deze zeer kleine baan is gekomen en over het effect van de getijdenwerking op de planeet. Bijzonder interessant is daarnaast het vergelijken van de atmosferische verschijnselen van WASP-103 b met de eerder genoemde planeten WASP-12 b en WASP-19 b.

3 Technische onderbouwing Wij willen de secondaire transit observeren in minstens één en indien mogelijk twee nachten. Onze voorkeur gaat uit naar de nacht van 15 op 16 april. De transit vindt dan plaats van 2:00 tot 4:40 (UTC). Wij willen ongeveer 3 uur van de baseline van de ster observeren, het liefst ongeveer 2 uur voor en 1 uur na de transit, dus vanaf 24:00 uur tot 5:40. We zijn ook bereid door te gaan langer door te gaan dan 5:40, maar vanwege de schemering zal onze bereikte S/N na half 6 slechter zijn. Onze tweede optie is de transit in de nacht van 16 op 17 april. De transit is dan van 12:10 tot 2:50 en inclusief baseline willen we dan waarnemen van 11 tot 5. De ster staat dan echter lager aan de hemel, wat een hogere airmass en daardoor meer ruis door atmosferische effecten zal veroorzaken. Bovendien staat de maan dan dichter bij de ster. Om te bepalen in welk filter we moeten waarnemen hebben we een plot gemaakt van de signaalgrootte in mmag van de secondaire transit als functie van de (helderheids)temperatuur van de planeet. We gaan hieruit van zwartelichaamsstraling. Er is gekozen voor een bereik van 2000 tot 3000 K op basis van de berekende evenwichtstemperatuur van K (Gillon et al.2014). Voor deze plot is gebruik gemaakt van de filterresponses van Bell et al.(2012). In de plot kunnen we zien dat de signaalsterkte het hoogste is in het Z- filter, met name bij de hogere temperaturen. Op basis hiervan kiezen we ervoor om de waarneming te doen in dit Z-filter. Om te compenseren voor de verandering in gemeten helderheid als gevolg van atmosferische en instrumentele effecten maken we gebruik van differentiële fotometrie. Dit houdt in dat we de gemeten flux van WASP-103 delen door de gemeten flux van andere referentiesterren in ons blikveld. Daarnaast zullen we de telescoop defocusseren. Op die manier spreiden we de flux van de ster over een groter aantal pixels, wat zorgt voor een kleinere flatfielding-noise en langere integratietijden mogelijk maakt(southworth, et al. 2009). Vanwege de hoge helderheid van WASP-103 (V= 12.1) lopen we niet het risico dat we de ster niet meer kunnen detecteren. Figuur 2 toont een finding chart van het veld rondom WASP-103. WASP-103 zelf is de grote ster in het midden. De finding chart is gemaakt in het IR-filter van de DSS2. We zien dat er voldoende referentiesterren in de buurt zijn om aan differentiële fotometrie te doen. Onze integratietijden hangen sterk af van de mogelijke mate van defocusseren. In hoeverre we dat kunnen moet bepaald worden in La Palma zelf. Als worst-case analyse kunnen we zeggen dat, als de ster volledig gefocust is, we met een integratie van 30 seconden een S/N van 1100 kunnen halen. Dit zou, gezien onze observatietijd, ruim voldoende moeten zijn om de transit waar te kunnen nemen. Deze S/N is echter niet realistisch vanwege verwachte instrumentele en systematische effecten.

4 Referenties M. Gillon et. al, WASP-103b: a new planet at the edge of tidal disruption, Astronomy & Astrophysics 562, L3, January G. Zhou et. al., Examining the broadband emission spectrum of WASP-19b: a new z-band eclipse detection, The astrophysical journal, pp , September J.R. Burton et. al., z-band ground based detection of the secondary eclipse of WASP-19b, The astrophysical journal supplement series, pp , August 2012 M. Lopez-morales et. al., Day-side z-band emission and eccentricity of WASP-12b, The astrophysical journal letters, pp , June D. Fohring et. al., ULTRACAM z-band detection of the secondary eclipse of WASP-12b, MNRAS, pp , August J. Southworth, et al., High-precision photometry by telescope defocussing. I. The transiting planetary system WASP-5., MNRAS 396, pp , C. P. M. Bell et al., Pre-main-sequence isochrones -- I. The pleiades benchmark., MNRAS 424, pp , 2012.

5 Figuren Figuur 1: Plot van de transitdiepte in mmag tegen de temperatuur in K Figuur 2: Finding chart van WASP-103 in het DSS2 IR filter. veldgrootte 5*5 boogminuten