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Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi.

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Presentazione sul tema: "Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi."— Transcript della presentazione:

1 Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

2 M. Perryman, 2001 (from: SPHERE RATS SARG

3 Descrizione tecnica : La velocità radiale di una stella in orbita attorno al baricentro del sistema stella-pianeta varia nel tempo con una semiampiezza K data da: K=(2π/P) 1/3 (M p sin i)/(M p +M * ) 2/3 1/(1-e 2 ) 1/2 Difficoltà : K ~ 10 m/s per pianeti con massa simile a Giove K ~ 0.1 m/s per pianeti con massa simile alla Terra Prospettive : Ottime per studiare pianeti giganti non troppo distanti dalla stella centrale Risultati : Circa 200 pianeti extrasolari scoperti finora con massa simile a Giove Velocità Radiali

4 La curva di velocità radiale di 51 Peg da Mayor e Queloz (1995, a destra) e da Marcy e Butler (a sinistra), e quella dal SARG Curva di velocità per una stella con pianeta

5 Le velocità vengono misurate confrontando la posizione delle righe spettrali della stella rispetto a quella misurata in laboratorio Problema : Piccoli spostamenti dellimmagine della stella sulla fenditura di ingresso dello spettrografo possono causare errori importanti nelle misure Soluzioni : a)Scrambling dellimmagine usando fibre ottiche: metodo usato dal gruppo svizzero di Mayor (ELODIE, HARPS): precisione circa 10 m/s (1995 – 2002) fino a 1 m/s (2003) b) Sovrapposizione di righe dovute ad un gas a riposo rispetto allosservatore (cella assorbente, in genere allo iodio); metodo usato da altri gruppi (Marcy & Butler, Texas, ESO, SARG): precisione circa 2-3 m/s, in funzione del software usato Misure di Velocità Radiali ad alta precisione

6 - Wavelength calibration using a simultaneous Th- lamp - Radial velocity from the minimum of the CCF (fitted using a gaussian): CCF = l x,o p l,x,o (v) f x,o where: f x,o = value of the 2-D spectrum for the order o at the pixel location x p l,x,o = fraction of the l-th line of the template which falls into the pixel (x,0) at the velocity v High precision radial velocities using fibers The Cross Correlation Function (CCF) Baranne et al. 1996, A&AS, 119, 373

7 Misure di velocità radiale con la cella assorbente La cella allo iodio del SARG

8 SARG Spectra with I 2 Absorbing cell

9 Schema del processo di estrazione della velocità radiale con il metodo della cella assorbente SPETTRO I 2 FTS PSF DECONVOLUZIONE DOPPLER I obs ( )=K[T I2 ( ) I S ( + )]*PSF STELLA + CELLA 2 VrVr STELLA B + CELLA STELLA TEMPLATE STELLA

10 DATA ANALYSIS SOFTWARE: AUSTRAL Developed by M. Endl Used in the discovery of several planets at ESO and McDonald (ι Hor, ε Eri, γ Cep)

11 where: V RMS = error in radial velocity variations Q = spectrum quality factor =RQ 0 (spectral type), R being resolution N e- = total number of photons detected in the useful spectral range N e- = F * S tel tot t exp /2.512 V where: F * =photons/cm 2 s for a V=0 star S tel = telescope area (cm 2 ) tot = total efficiency t exp = exposure time (s) V = visual magnitude Photon noise limit to radial velocity determinations from Bouchy et al. 2001, A&A, 374, 733 V RMS = c /(Q Ne-)

12 from Bouchy et al. 2001, A&A, 374, 733 Lunghezza donda Rotazione Risoluzione Dipendenze del fattore di qualita

13 Accuratezza della Velocita Radiale (HARPS)

14 Difficoltà intrinseche delle survey di ricerca di pianeti con il metodo delle velocita radiali Molteplicità Radial velocity jitter dovuto ad attività e convezione Pulsazioni Stellari

15 Andamento dello scatter della velocità radiale in funzione della magnitudine assoluta per stelle lungo il ramo delle giganti rosse (da Setiawan et al. 2004, A&A, 421, 241) Convezione: le stelle nane sono piu semplici Le variazioni di velocità radiale scalano con la radice quadrata del numero di celle convettive

16 Saar, Butler &Marcy, 1998, ApJ, 498, L153 Activity: radial velocity jitter

17 Dati ottenuti al SARG per Procione ( CMi) (Claudi et al. 2005) Asterosismologia e pulsazioni stellari

18 Programmi sulle velocità radiali di alta precisione FIBRE - Coralie ed Euler Telescopes (Svizzera, numerosi pianeti) - Elodie (Svizzera-Francia, numerosi pianeti) - Advanced Fibre-Optic Echelle (USA) -Spectrashift (USA, astrofili, 1 pianeta) -HARPS (ESO dal 2003) CELLA - Lick e Anglo-Australian Planet Search Programs (USA e Australia, numerosi pianeti) - Extrasolar Planets Discovery (San Francisco, numerosi pianeti) - ESO Coudè Echelle Spectrometer (ESO, 1 pianeta) - McDonald Observatory (USA, numerosi pianeti) - SARG (Italia, un candidato pianeta ) ALTRO - Fringing Spectrometers for Planet Search (USA, test in laboratorio) - Absolute Astronomical Accelerometry (Francia, in costruzione)

19 Fourier Transforms Wavelet Analysis Autocorrelation analysis Other methods Metodi Numerici per lanalisi delle Serie Temporali

20 Fourier analysis attempts to fit a series of sine curves with different periods, amplitudes, and phases to a set of data. Algorithms which do this perform mathematical transforms from the time domain to the period (or frequency) domain. f (time) F (period) Analisi di Fourier

21 For a given frequency (where =(1/period)) the Fourier transform is given by F ( ) = f(t) exp(i2 t) dt Recall Eulers formula: exp(ix) = cos(x) + isin(x) The Fourier Transform

22 Fourier Algorithms Discrete Fourier Transform: the classic algorithm (DFT) Fast Fourier Transform: very good for lots of evenly-spaced data (FFT) Date-Compensated DFT: unevenly sampled data with lots of gaps (TS) Periodogram (Lomb-Scargle): similar to DFT

23

24 Ara system a P M e (AU) (d) (Mj) d b c? 2.3? 1300? 2.3? 0.8 Santos et al. 2005, A&A Il primo pianeta roccioso

25 VERSO I PIANETI TERRESTRI: SCOPERTE RECENTI Scoperto un pianeta con la massa di Nettuno: Planet Msini Period M earth days µ Arae c Cnc e The 4 th planet in the system GJ 436 b M dwarf primary Santos et al Pianeti rocciosi con atmosfere spesse?

26 Descrizione tecnica : Una stella in orbita attorno al baricentro del sistema stella-pianeta appare compiere sul piano del cielo un ellisse con semiasse maggiore α (in arcsec) dato da: α = (M p /M * ) (a/d) dove M p ed M * sono le masse del pianeta e della stella, a è il semiasse maggiore dellorbita in AU e d è la distanza in pc Difficoltà: α ~ arcsec (limite di HIPPARCOS ~10 -3 arcsec) Prospettive : Buone per scoprire pianeti giganti a grandi distanze dalla stella centrale. Soprattutto dallo spazio Oscillazioni Apparenti

27 Confronto tra il metodo astrometrico e quello delle velocità radiali

28 VLTI – PRIMA PRIMA permette di fare osservazioni interferometriche simultanee di due oggetti con separazione fino ad 1 arcmin (angolo isoplanatico). Permette una astrometria relativa con precisione dellordine dei arcsec utilizzando le differenze di fase fra le frange generate da due sorgenti vicine osservate con VLTI. Laccuratezza e di circa 10 arcsec e la magnitudine limite e di circa K=10 usando AT e 13 usando UT Astrometria da Terra

29 Transiti Descrizione tecnica: Rivelazione del transito del disco del pianeta su quello della stella. La diminuzione della luce (approssimativamente la stessa in tutte le bande) è proporzionale al quadrato del rapporto dei diametri. Permette la misura del raggio del pianeta, e quindi una prima interpretazione astrofisica Difficoltà: Il pianeta ha un diametro da 10 (Giove) a 100 (Terra) volte inferiore a quello della stella. Quindi la diminuzione della luce è piccola: rilevabile da Terra per i pianeti giganti, mentre osservazioni dallo spazio sono necessarie per i pianeti terrestri Risultati: Il transito di 46 pianeti (aprile 2008)

30 Nel caso (raro) in cui lorbita del pianeta passi davanti al disco della stella, potrebbe verificarsi uneclisse, registrabile come una piccolissima variazione di luce.

31 Probabilita geometrica di transito R*R* d(t) a cosi a a cosi R * +R p Condizione geometrica Inclinazione orientata a caso e cos i varia in modo casuale da 0 a 1

32 Probabilita geometrica di transito

33 Durata del transito R*R* a cosi La durata di un transito e la frazione del periodo orbitale durante la quale la distanza proiettata d fra i centri del pianeta e della stella e minore della somma dei raggi RPRP a>>R * >>R p

34 Durata del transito

35 Profondità del transito

36 HD , il cui pianeta era stato già rivelato con leffetto Doppler

37 Risultati dai transiti

38 PROGRAMME D F/# Ω 0.5 N x N y CCD Pixel sky star d stars planets cm deg # arcsec mag mag pc 10 3 /months 1 PASS WASP ASAS PPS STARE PSST HATnet SWASP Vulcan RAPTOR RAPTOR-F BEST Vulcan-S SSO/APT Ω 0.5 gradi e la radice quadrata del campo di vista del telescopio. Nessuno dei campi e quadrato. D parsec e la distanza a cui un transito con R=R jup e P=4 giorni attraversa una stella G2V e osservator con un S/N di 10. Star mag e la magnitudine limite per questo evento. Alcune delle Survey di Transiti

39 Problemi relativi alle Survey di transiti Statistica (solamente 1/1000 delle stelle di tipo solare puo mostrare transiti: grandi aree di cielo o magnitudini deboli) Accuratezza Fotometrica (errore <0.01 mag per pianeti giganti, < mag per pianeti terrestri; il secondo valore raggiungibile solo dallo spazio a causa della scintillazione) Copertura temporale Falsi allarmi (<1/10 dei candidati sono confermati come pianeti in transito: sono richiesti follow-up con la tecnica delle high precision radial velocities)

40 FALSI ALLARMI I: Nane M in eclisse Aur 1097: V=11.2 B-V= 0.2 P=3.80 giorni t n =3.7 hr Consistente con transito di un pianeta gioviano F/F=0.019 Curva di velocita radiali (precisione 1 km/s) Ampiezza 20 km/s Charbonneau et al 2004

41 FALSI ALLARMI II: Eclissi radenti Aur 4922: V=12.0 B-V= 0.4 P=1.52 giorni t n =2.0 hr V-shaped Binaria spettroscopica Charbonneau et al 2004 F/F=0.021

42 FALSI ALLARMI III:Binaria ad eclisse inquinata Aur 3549: V=11.6 B-V= 1.1 P=2.41 giorni t n =4.3 hr Consistente con transito di un pianeta gioviano Quasi V shaped Binaria ad eclisse con una stella brillante nella PSF dello strumento Charbonneau et al 2004 F/F=0.028

43 Progetto: Radial velocities And Transits Search Correcting Plate670 mm (UBK7) Spherical Mirror 920 mm (Duran-50 Schott) Focal Length2150 (f/3.2) Curvature Radius ( ) mm Scale95.94 arcsec/mm Un-vignetted Field 3°25 CCD LORAL 2k 2k thick (15.0 m) oppure EEV 2kX6k (13.5 m) FoV (Projected pixel) (1.44 arcsec) C.ma Echar Echelle Fiber Feed Spectrograph Prima luce 2005 Collaborazione: INAF OAPD DAPD DFPD INAF OACT ESA (Eddington) INAF OANA DAFI

44 Firenze 2009 March 25 Star flux Wavelength Trasparencies…and spectra

45 Firenze 2009 March 25 ~ 1% Star flux Wavelength ~ R p 2 /R s 2 Trasparencies…and spectra

46 Firenze 2009 March 25 ~0,01% ~ 1% Wavelength Star flux Seager & Sasselov, 2000 ~ R p 2 /R s 2 ~ Anulus/R s 2 Trasparencies…and spectra

47 Firenze 2009 March 25 Secondary Transit Star+Planet Flux +

48 Firenze 2009 March 25 Tinetti et al., Nature, 448, 163, 2007 T = 500 K T = 2000 K Spitzer Space Telescope-InfraRed Array Camera (IRAC) of HD189733b Water, different T-P T = 1200 K

49 Firenze 2009 March 25 Trasparencies…and spectra Tinetti & Beaulieu, 2009 HD189733b

50 Descrizione tecnica : Il metodo delle microlenti si basa sul fenomeno di curvatura della traiettoria dei fotoni a causa del campo gravitazionale di un corpo prossimo ad essa Difficoltà : Necessità di tenere sotto osservazione moltissimi oggetti Impossibilità di osservare una seconda volta il fenomeno Microlente Gravitazionale

51 Microlensing

52 Curve di Luce

53 Progetti sulle microlenti

54 OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 (Bond et al. 2004, ApJL, 606, L155) First detection of an extrasolar planet with microlensing

55 Curva di Luce Singola lente

56 Magnification map OGLE 2003-BLG-235 OGLE MOA

57 Pianeti Scoperti con il Metodo delle μ-lenti Pianeta M (M J ) P (day) a (UA) e I (deg) Scoperta OGLE Lb OGLE Lb OGLE Lb OGLE235/MOA53 b OGLE L b OGLE L c Update 2008 April

58 Misura precisa dei tempi di arrivo (TOA:Time of arrival) dei pulsi di una pulsar. Il moto riflesso della pulsar causato dalla presenza di un corpo orbitante produce ritardi o anticipi nei TOAs. TIMING: Variazioni dei periodi delle pulsar o Z(t)

59 Candidati pianeti intorno alle Pulsar Pianeta M (M J ) P (day) a (UA) e I (deg) Scoperta PSR b PSR c PSR d PSR b y


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