Presentación en cartel - VIII Reunión de SOMA - Universidad ...

Presentación Oral
VIII Reunión de la Sociedad Mexicana de Astrobiología
Cuernavaca, Morelos. 24 de agosto de 2012 15
PARÁMETROS DEL SISTEMA EXOPLANETARIO QUE TRANSITA HAT-P-23b
Pedro A. Valdés Sada, Universidad de Monterrey
pedro.valdes@udem.edu.mx
Felipe G. Ramón Fox, I.T.E.S.M.–Campus Monterrey
Introducción
El descubrimiento de planetas orbitando alrededor de otras estrellas, llamados planetas
extrasolares o exoplanetas, ha creado una nueva vertiente de vigorosa investigación científica.
Muchos planetas orbitan muy cerca de sus estrellas y son gigantes gaseosos. Es común que ocurran
tránsitos del planeta frente al disco estelar detectables desde la Tierra. Esta geometría permite medir
directamente el tamaño del planeta y, estimando la masa con mediciones de velocidad radial,
comprender su estructura interna. Los planetas de período corto, los más cercanos a la estrella, son de
particular interés pues la intensa irradiación puede afectar el tamaño del planeta.
HAT-P-23b es uno de estos “júpiteres calientes inflados”. Es un planeta relativamente masivo
(~2MJUP) orbitando a una estrella enana G0 con un período de ~1.2129 días. Bakos et al. [1] concluyen
que tiene uno de los tiempos de decaimiento orbital más cortos. Se estima que en ~7.5 +2.9 -1.8 millones
de años sea absorbido por la estrella. En esta presentación se analizan algunos tránsitos recientes del
planeta, registrados con un telescopio relativamente pequeño. La intención es de tratar de mejorar los
valores de los parámetros esenciales obtenidos de las curvas de luz; como lo son la inclinación orbital
(i), el semi-eje mayor normalizado (a/R*) y el tamaño relativo del planeta con respecto a la estrella
(Rp/R*).
Métodos
Observaciones
Las observaciones fueron realizadas en el Observatorio de la Universidad de Monterrey (MPC
720) con un telescopio de 0.36m de diámetro y una cámara CCD comercial (SBIG STL-1301E) con un
filtro fotométrico estándar Rc (630 nm). La escala de ~1 arcsec/píxel resulta en un campo de visión de
~21.3’×17.1’ y suficientes estrellas de comparación (5). El telescopio fue ligeramente desafocado para
mejorar la precisión fotométrica y aumentar los tiempos de exposición (60s). Se registraron cuatro
tránsitos entre Junio 4 y Agosto 21 del 2011, con suficiente tiempo de observación para cubrir
completamente el tránsito y por lo menos una hora a cada extremo del evento.
Reducción y Modelaje
Las imágenes se procesaron de manera estándar con darks y flats, y se realizó fotometría
relativa utilizando las mismas estrellas de comparación. Las curvas de luz inicialmente mostraban una
pendiente probablemente causada por la extinción diferencial entre las estrellas de comparación y la de
interés debido a los diferentes colores de las mismas. Esto se corrigió con una función del tipo
δm=c(1-X)+b, donde δm es la corrección aplicada en magnitudes, X es la masa de aire, c y b son
constantes de mejor ajuste a las porciones de las curvas fuera del tránsito. Las curvas resultantes se
muestran en la parte superior de la Fig. 1.