La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

Planetologia Extrasolare Le proprietà fisiche dei pianeti Extrasolari R.U. Claudi.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "Planetologia Extrasolare Le proprietà fisiche dei pianeti Extrasolari R.U. Claudi."— Transcript della presentazione:

1 Planetologia Extrasolare Le proprietà fisiche dei pianeti Extrasolari R.U. Claudi

2 Banchi di prova per lo studio della fisica dei pianeti extrasolari 1) PIANETI DEL SISTEMA SOLARE 2) BROWN DWARFS (Che seguono in pratica la stessa fisica dei pianeti giganti) 3) INDIZI ADDIZIONALI dai pianeti extrasolari giganti close In (sottoposti a forte irradiazione) Limiti superiori allalbedo dei pianeti close-in Assorbimento da parte dellatmosfera del pianeta in transito HD Raggio e densità dei pianeti che transitano... Nellattesa di poter vedere direttamente ed avere spettri dei pianeti extrasolari

3 Brown dwarfs e pianeti giganti obbediscono in pratica alla stessa fisica delle stelle in quanto sono principalmente fluidi (equilibrio idrostatico). Nel caso di pianeti terrestri invece la viscosità non può essere tralasciata d ε /dt : sorgenti di energia (reazioni nucleari ma anche radioattività) d ε /dt=0 buona approssimazione per M<13 M J EQUAZIONI BASE DELLA STRUTTURA STELLARE E SUBSTELLARE

4 SORGENTI DI ENERGIA (IRRAGGIAMENTO ESCLUSO) Contrazione Gravitazionale (come per le PMSS) Teorema del Viriale: (Alcune modifiche per oggetti substellari a causa della degenerazione elettronica) REAZIONI NUCLEARI: Bruciamento del Deuterio (M>13 M J ):ciclo p-p troncato p+p --> d+e + + n e p+d --> 3 He + g Bruciamento del Li (M>60 M J ) (Test del litio per confermare lo stato di Brown Dwarf) NON PER I PIANETI ! 2T+ Ω=0

5 SORGENTI DELLA LUMINOSITA DEI PIANETI 1) EMISSIONE INTRINSECA (contrazione gravitationale) 2) LUCE RIFLESSA SOLAR SYSTEM PLANETS Jupiter Saturn Uranus Neptune Absorbed power erg/s Emitted power Intrinsic power Lemissione intrinseca è più importante per grandi masse ed età giovane

6 Struttura interna dei pianeti giganti extrasolari Guillot et al Rocky/icy core non per le Brown Dwarf

7 EQUAZIONE DI STATO Fotosfere a bassa temperatura: H molecolare, GAS PERFETTO Andando verso il nucleo: aumento della densita, diminuzione del cammino libero medio fra le molecole, interazioni non trascurabili. FASE LIQUIDA Regioni interne: IDROGENO METALLICO (molecole H 2 dissociate ed ionizzate a causa della pressione) PPT: Plasma Phase Transition La transizione tra H 2 fluido allH metallico puo essere molto ripida, con una discontinuita nella densita La PPT e predetta da alcuni modelli ed implica una barriera tra due regioni: nessun mescolamento convettivo

8 ALTRI ELEMENTI Lequazione di stato di altri elementi mostra incertezze maggiori di quella dellH He: sedimentazione A bassa temperatura lelio diviene insolubile e forma gocce, queste cadono sotto lazione della gravita diminuendo il contenuto di elio nelle regioni esterne Questo fenomeno potrebbe spiegare il basso contenuto di He osservato nelle regioni esterne di Giove DEGENERAZIONE ELETTRONICA Il ruolo della degenerazione elettronica diviene sempre più importante man mano che la massa dei pianeti e delle Brown Dwraf aumenta. Al contrario delle White Dwarf però la degenerazione rimane sempre parziale.

9 SORGENTI DI OPACITA Domina lopacita Molecolare H 2 O, CH 4 and NH 3 a basse temperature (T<1300 K) CO per oggetti piu caldi TiO e VO per oggetti freddi in regime stellare Esempio: opacity database of PHOENIX code (Homeier et al. 2004) N atomic/ionic spectral lines 42e6 N diatomic molecules other than TiO 35e6 N TiO lines 170e6 N H 2 O lines 400e6 Il data base delle righe molecolari e incompleto E spesso viene adottato una opacita media su un intervallo di lunghezza donda Profili delle Righe: densità maggiore che nelle atmosfere delle stelle di tipo solare. Effetti collisionali piu importanti, allargamento lorenziano delle righe spettrali

10 TRASPORTO DELLENERGIA dT/dr = - cost k r L / r 2 T 3 gradiente radiativo di temperatura k=opacita Se il gradiente radiativo e maggiore del gradiente adiabatico, si sviluppa il moto convettivo Linterno delle brown dwarfs e dei pianeti giganti e caratterizzato da grandi opacità: I pianeti giganti e le Brown Dwarfs sono principalmente CONVETTIVI La convezione in oggetti substellari e principalmente adiabatica, la teoria della mixing length e adeguata.

11 COMPOSIZIONE CHIMICA DEI GIGANTI DEL SISTEMA SOLARE Giove: Risultati dalla sonda Galileo He Y=0.24 minore del valore della nebula protostellare (Y=0.275) Probabilmente dovuto alla sedimentazione dellHe Elementi pesanti: arricchiti di un fattore 2-4 rispetto al Sole Neon: depleted (neon catturato dalle gocce di He che sedimentano) Massa del rocky-icy core: <10 M earth Saturno, Urano, Nettuno: incertezze maggiori La frazione di elementi pesanti aumenta verso le masse minori Saturno potrebbe avere piu metalli di Giove, anche in senso assoluto (rocky core: 6-17 M earth )

12 Evoluzione della Temperatura e della luminosita Burrows et al. 1997

13 LA FASE DI ACCRESCIMENTO PER I PIANETI GIGANTI Durante laccrescimento i Pianeti possono avere una breve fase di alta luminosita Wurchtel et al I dettagli sono fortemente dipendenti dai modelli runaway gas-accretion

14 IMPLICAZIONI PER LOSSERVABILITA DEI PIANETI I PIANETI SONO PIU BRILLANTI QUANDO SONO GIOVANI Stelle giovani sono i migliori target per osservare direttamente i pianeti gioviani

15 PIANETI FREDDI E WARM PIANETI FREDDI: il flusso e dominato dalla luce riflessa PIANETI WARM: il flusso e dominato dallemissione intrinseca La separazione FREDDI/WARM dipende dalla lunghezza donda. Un pianeta tipico puo essere FREDDO nellottico (flusso intrinseco basso ma ad eta molto giovane) e WARM nellinfrarosso (picco dellemissione termica a lunghezze donda rosse). La definizione di pianeta freddo/warm e principalmente utile per studiare la possibilita di scoprire pianeti in condizioni differenti.

16 CONTRASTO STELLA-PIANETA PIANETI WARM: Contrasto indipendente dalla separazione, dipendente dalla luminosità della stella centrale (piu e debole, meglio e) PIANETI FREDDI: contrasto dipendente dal quadrato della separazione (più e vicino più e brillante) e dalla fase orbitale. Indipendente dalla luminosita stellare, dalleta e dalla massa planetaria.

17 DEGENERAZIONE MASSA ETA I modelli delle brown dwarfs e dei pianeti giganti mostrano una forte degenerazione massa eta. La massa di un oggetto non puo essere derivata in modo non ambiguo se non si conosce leta. La dipendenza di molte caratteristiche spettrali dalla gravita (e quindi dalla massa) e molto minore che la dipendenza dalla temperatura. Per pianeti irradiati si introduce unaltra degenerazione che considera differenti separazioni

18 BROWN DWARFS Sono note brown dwarfs in differenti situazioni: Regioni di formazione stellare (piu brillanti quando sono giovani) Open clusters (si conoscono eta e distanze) Sistemi Binari (in alcuni casi note le masse dinamiche) Stelle di campo isolate (degenerazione eta - massa) Introduzione di nuove classi spettrali: L e T Nota: le nane early L potrebbero essere stellari

19 DISTRIBUZIONE SPETTRALE DI ENERGIA Picchi di emissione intrinseca nella regione delle lunghezze donda infrarosse come loggetto si raffredda, ma con forti effetti dovuti alle bande molecolari ed alle nubi. I flussi degli oggetti substellari possono essere differenti di ordini di grandezza dai corpi neri della stessa temperatura. Pianeti di tipo Gioviano: Luce Riflessa domina nel visibile e nel vicino infrarosso

20 Picchi di Emissione fra gli assorbimenti molecolari: caratteristiche utili per il differential imaging DISTRIBUZIONE SPETTRALE DI ENERGIA

21 DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDE OSSERVATO DUSTY model Burgasser et al CLOUDY model CLEAR model Gli oggetti freddi (T<1300 K) hanno atmosfere libere da polvere Sedimentazione della polvere sotto la fotosfera Parametri liberi introdotti nei modelli teorici per riprodurre il turnover osservato nei colori come J-K

22 CONDENSAZIONE Nelle condizioni fisiche delle atmosfere delle Brown dwarfs e dei pianeti giganti avviene la condensazione di diversi componenti Nuvole: hanno grande influenza nellalbedo (luce riflessa) Dipendenza dalla distribuzione delle dimensioni e della forma delle particelle. Pioggia dei condensati depletion dellatmosfera superiore di alcuni elementi effetti sulla chimica Esempio: solidificazione del Fe a circa 2000K Se il Fe solido e presente nellatmosfera, allora a 700 K Fe(s)+H 2 S->FeS Lo Zolfo depleted dalla fase di gas Se il Fe solido e rimosso dopo la sua condensazione (rainout verso le regioni piu profonde) allora lo zolfo rimane nella fase gassosa e forma un altro condensato (NH 4 SH) a temperatura piu bassa. Le nuvole di NH 4 SH presenti negli spettri delle atmosfere di Giove e 0GL229B: indizi di rainout di condensati

23 SEQUENZA DI TEMPERATURA Temperatura Caratteristica TiO scompare silicati refrattari e Fe(c) appaiono 1900 Mg 2 SiO 4 appare VO(g) scompare 1700 MgSiO 3 appare 1400 ? Silicati rainout CrH scompare LiCl CO ---> CH4 chlorides P 4 O 6,Mg 3 P 2 O Formazione di nuvole di NaF,NaCl,KCl 700 N 2 ---> NH 3 (g) 350 H 2 O(g) ---> H 2 O(c) g=gaseous, c=condensate From Burrows & Sharp 1999

24 LASSORBIMENTO DEL METANO A Teff < 1300 K (Tipo Spettrale T) lassorbimento del metano domina lo spettro infrarosso. Lassorbimento del metano e molto forte nella banda K. Le Methane brown dwarfs sono quindi caratterizzate da colori J-K blu. Oppenheimer et al GL 229 B J H K

25 LE RIGHE DEI METALLI ALCALINI Alle alte gravita e basse temperature delle atmosfere delle Brown dwarf, le ali delle righe degli alcalini (Na, K) sono molto larghe e causano una depressione nel flusso visibile. Le magnitudini molto deboli nelle bande V e R delle Brown Dwarf non sono dovute solamente alle loro basse temperature, ma anche agli assorbimenti del Na e del K. Questo effetto e meno rilevante pre i pianeti giganti di temperature simili a causa della loro minore gravita. Allard et al. 2003

26 LUCE RIFLESSA La temperatura di equilibrio di un pianeta irradiato in assenza di flusso intrinseco: T eq =[ (1-A B )L * / (16 p σ a 2 f) ] 0.25 =T * (R * /2a) 0.5 [f(1-A B )] 0.25 L *,R *,T * =luminosita, raggio, temperatura della stella centrale A B = Bond Albedo a= separazione stella – pianeta σ= costante di Stefan-Boltzmann f= fattore che tiene in conto la ridistribuzione del calore: f=1 per riemissione del calore dallintera superfice (Rotazione veloce, ridistribuzione delcalore efficiente); f=0.5 per la riemissione da una sola faccia del pianet (Pianeti in rotazione sincrona)

27 ALBEDO PLANETARIA: DEFINIZIONI Bond albedo (A): rapporto tra la luce riflessa totale ed la quantita totale di luce incidente integrato su tutto langolo solido A=pq Albedo geometrica (p): flusso del pianeta diviso per il flusso riflesso da un disco perfettamente diffusivo Integrale di Fase (q): int[0,p] f(a)sina da Funzione di Fase (f(a)): variazioni di luminosita del pianeta a differenti angoli di fase a Angolo di Fase (a): langolo fra la stella e il pianeta con apice losservatore a=0 congiunzione superiore (Pianeta dietro la stella) a=90 quadrature a=180 congiunzione inferiore (il pianeta davanti alla stella) Pianeti del Sistema Solare: Pianeti Interni: tutti gli angoli di fase sono possibili Pianeti esterni: e possibile solo un limitato intervallo di angoli di fase dalla terra (a<9° per Giove) ; Misure delle variazioni di luminosita in funzione dellangolo di fase dai satelliti.

28 VARIAZIONI DEL FLUSSO PLANETARIO IN FUNZIONE DELLANGOLO DI FASE In caso di Anelli, la descrizione si discosta molto dalla relazione precedente Equazione approssimata: Flux=Flux(0)*[sin a + (p-a)*cos a]/p

29 TEMPERATURE DEQUILIBRIO Separazione G0V M0V (AU) Nota: La Bond albedo dipende dal tipo spettrale della stella. La Bond albedo e minore per pianeti intorno a nane M che per pianeti intorno a nane G (la maggior parte del flusso e emesso nel vicino IR, dove lalbedo e piu bassa che nellottico)

30 ALBEDO DEI PIANETI DEL SISTEMA SOLARE Earth 0.30 Moon 0.11 Jupiter 0.34 Saturn 0.34 Uranus 0.30 Neptune 0.29 carb. Asteroids 0.03

31 ALBEDO PLANETARIE CLASSE I: T<150 K (Gioviani) Nuvole di Ammoniaca CLASSE II: 150

32 CLASSE III: 400

33 CLASSE V: T>1500 K Nuvole di Silicati. Albedo alte ALBEDO PLANETARIE

34 LEFFETTO DELLA IRRADIAZIONE STELLARE I Lirradiazione da parte della stella centrale modifica il profilo di temperatura del pianeta. Se lirradiazione della stella e sufficiente, si ha una inversione di temperatura negli strati superficiali. Loggetto non e piu completamente convettivo. I modelli planetari devono essere calcolati considerando lirraggiamento della stella.

35 Lo spettro di un pianeta irradiato e dato in prima approssimazione come somma del flusso intrinseco di un pianeta con la stessa massa ed eta ed il flusso riflesso. Levoluzione termica del pianeta viene rallentata dallirradiazione esterna. Un pianeta irradiato ha un flusso intrinseco maggiore di quello di un pianeta isolato con la stessa massa ed eta. LEFFETTO DELLA IRRADIAZIONE STELLARE II Irradiato isolato

36 POLARIZAZIONE Lirradiazione intrinseca di un oggetto sub stellare e essenzialmente non polarizzata. La luce riflessa puo essere altamente polarizzata in modo dipendente dalla fase orbitale e dalle proprietà (geometria) delle nuvole La polarizzazione e maggiore quando il processo di scattering domina sulla riflessione dalle nuvole (modelli senza nuvole, bande del metano). Polarizzazione al massimo per le condizioni di massima visibilita Stam 2004

37 PIANETI CLOSE-IN: LEFFETTO DELLA VICINANZA DELLA STELLA CENTRALE TEMPERATURE ELEVATE ( K) EVAPORAZIONE DEL PIANETA REDISTRIBUZIONE DEL CALORE E WINDS 1) ALTA IRRADIAZIONE STELLARE CIRCOLARIZZAZIONE DELLORBITA ROTAZIONE SINCRONA DEL PIANETA SINCRONIZZAZIONE DELLA ROTAZIONE STELLARE 2) EFFETTI MAREALI

38 RELAZIONE MASSA-RAGGIO Massimo Locale 4 M J A masse più piccole minore compressione A masse piu grandi domina leffetto della degenerazione e il raggio diminuisce con laumentare della massa fino al limite stellare (H burning) La degenerazione e solo parziale e quindi non e raggiunto il limite delle White Dwarf (R=M ) La relazione massa raggio dipende dalla composizione chimica

39 RELAZIONE MASSA – RAGGIO: Osservazioni Pianeti del Sistema Solare+ pianeti extrasolari che transitano MASS RADIUS GIOVE Saturno HD ±0.060 OGLE-TR ± ± 0.16 OGLE-TR ± ± 0.10 OGLE-TR ± ± 0.10 OGLE-TR ± ± 0.08 TrES ± Il raggio di TrES-4 e anomalo?

40 HD b Il raggio e maggiore di quello degli altri pianeti transitanti e di quelli predetti dai modelli teorici (anche di quelli con lirradiazione stellare) I dati sono piu sicuri che quelli per i pianeti della OGLE Sorgenti di calore addizionali richieste: Deposito di energia cinetica prodotta dalla circolazione atmosferica potrebbe essere presente anche per i pianeti della OGLE Eccentricita pompata dalla presenza di un secondo pianeta (Io-like heating): misurata 0.03±0.02 (non permette di discernere), il secondo pianeta potrebbe essere abbastanza piccolo per sfuggire alla scoperta Implicazioni per le Survey di transiti: il transito di HD (1.5%) non e un transito planetario tipico. E necessaria una precisione migliore per trovare un pianeta di 1 R J

41 Assorbimento del Sodio nellatmosfera di HD b Il transito e piu profondo nel Na D che nel continuo adiacente. Il raggio effettivo del pianeta e maggiore a queste lunghezze donda ed il transito e piu profondo Un effetto dello stesso tipo potrebbe essere visto nelle bande molecolari del vicino IR

42 HD b: Un pianeta in evaporazione Scoperta una estesa esosfera, probabilmente maggiore del Lobo di Roche (circa 3.5 R J ). Occultazione nellottico 1.5%, Lya 15% Perdita di massa dedotta: > g/s Una coda cometaria di H evaporato nella direzione opposta alla stella centrale.

43 TEMPO DI VITA DEGLI HOT JUPITERS Lecavalier des Etangs et al Pianeti gassosi con distanze minori di 0.03 AU hanno tempi di vita corti a meno che non siano piu massivi di Giove. Residui planetari poveri di H (HOT NEPTUNES) ? Importanza della determinazione del raggio, ma questi pianeti non transitano Necessitano nuovi candidati Pianeti con vita 1 Gyr e eta stellare > 1 Gyr HD m=0.11 a=0.06 HD HD Tutti i pianeti OGLE (P 1 M J HD

44 SCOPERTA DIRETTA DEI PIANETI CLOSE-IN Pianeti Close-in: il contrasto e più favorevole per i pianeti a maggiore separazione, ma la separazione proiettata e troppo piccola per essere risolta anche dalla strumentazione moderna. Modulazione Fotometrica del sistema stella + pianeta in funzione della fase orbitale: Df/f = 8.3×10 -5 (p/0.4) ((R P /1.4R J )/(a/0.045AU)) 2 p=geometric albedo Possibilita di scoperta dei pianeti per mezzo delle missioni spaziali future (Kepler) Inclinazione e la massa rimangono degeneri

45 Luce riflessa: lo spettro stellare e riflesso dallatmosfera del pianeta. Lo spettro composto include un debole spettro stellare spostato in accordo con la velocità del pianeta (in quadratura circa 100 km/s) La scoperta di un tale segnale permette la misura della massa planetaria (dalla velocità) e del prodotto del raggio planetario e della albedo. Dati interessanti si stanno ottenendo con questa tecnica usando spettrografi ad alta risoluzione montati su grandi telescopi. Assumendo raggi planetari e stato possibile ottenere limiti superiori sulle albedo (p< ) per tre hot Jupiters. E stato possibile escludere alcuni modelli con nuvole ad alta riflettivita poste nella sommita dellatmosfera. E (sara) possibile porre limiti importanti sulle proprietà fisiche dei pianeti close-in perfino per quei sistemi che non transitano SCOPERTA DIRETTA DEI PIANETI CLOSE-IN

46 EFFETTI MAREALI I Circolarizzazione delle orbite Solar type binaries Mathieu et al t circ =4/63 Q P (a/GM * ) 0.5 (M P /M * ) (a/R P ) 5 Q -1 =tg 2e=2e (e<<) e=angolo fra il bulge mareale e la linea dei centri Q P =Q * =10 5 per stelle e pianeti giganti Q earth =10 2 t circ = yr for 51 Peg b I pianeti close-in planets hanno basse eccentricita (e<0.1) HD P=7 days, e=0.14 Indotto da un pianeta addizionale? (suggerito da un trend nelle velocita)

47 Le stelle centrali dei pianeti close-in hanno tipicamente basse velocita rotazionali NESSUN SPIN UP MAREALE MASSE PLANETARIE t Boo P=3.3 days, M P sini =4 M J Probabilmente sincronizzato Gli Hot Jupiters possono essere ROTATORI LENTI (rotazione sincronizzata con lorbita: la rotazione di Giove e Saturno e molto piu veloce circa 10 ore), con la stessa faccia permanentemente irradiata dalla stella EFFETTI MAREALI II Sincronizzazione delle velocita di rotazione t spin (*)=Q * (R * 3 /GM * ) w (M * /M P ) 2 (a/R * ) 6 w=tasso di rotazione della stella t spin (*)= yr for 51 Peg Maggiore delleta del sistema t spin (P)= 10 7 yr for 51 Peg b Molto corto

48 CIRCOLAZIONE METEREOLOGICA SUPERFICIALE Showman & Guillot 2002 Hot Jupiters: Stesso lato del pianeta sottoposto a forte irradiazione Grandi differenze di temperatura giorno/notte Presenza localizzata di forti venti Differenza di composizione chimica fra i due emisferi?

49 INTERAZIONI MAGNETICHE STELLA - PIANETA I pianeti Giganti nel Sistema Solare hanno tutti un campo magnetico. Alcune brown dwarfs mostrano anche loro indizi della presenza di campi magnetici (flares, Emissione Ha). La stella HD , che ospita un pianeta con P=3 day, mostra ripetute attività dipendenti dalla fase con un aumento di emissione vicino al punto sub planetario e una diminuzione di emissione mezza orbita piu avanti. Questo comportamento e consistente con un riscaldamento magnetico e potrebbe essere un primo visione indiretto di una magnetosfera di un pianeta extrasolare. La ROTAZIONE di un pianeta extrasolare: Giove e Saturno sono rotatori veloci (Prot=10 h) come la maggior parte delle brown dwarfs studiate I pianeti Extrasolari che non sono sincronizzati marealmente possono essere a loro volta dei rotatori veloci


Scaricare ppt "Planetologia Extrasolare Le proprietà fisiche dei pianeti Extrasolari R.U. Claudi."

Presentazioni simili


Annunci Google