Planetologia Extrasolare Caratteristiche dei pianeti Extrasolari R.U. Claudi

Censimento dei Pianeti Extrasolari I pianeti extrasolari noti a Marzo 2009 sono 344: Vr 272 Sistemi 318 pianeti 33 Sistemi multipli (Transiti 58 Pianeti) μ -lenti 8 pianeti Imm. Diretta 11 pianeti Pulsar 4 pianeti

Distribuzione delle Distanze Orbitali Pianeti Giganti all’interno della “Snow Line” (Migrazione?) Bias osservativa verso i lunghi periodi (Ampiezza in Vr minore e limite temporale delle survey) Possibile addensamento di pianeti con P=3-5 days, minima frequenza di pianeti per P= days

Distribuzione dei Periodi Obitali

I pianeti Extrasolari, al contrario di quelli del Sistema Solare, sono in orbite tipicamente eccentriche. La distribuzione delle eccentricita’ ricorda quella delle stelle binarie, ma con alcune differenze (sub set a bassa e per a>1 AU) Assi Orbitali ed Eccentricita’

FUNZIONE DI MASSA La funzione di massa dei compagni sub stellari e’ una forte indicazione che si sta’ trattando con oggetti che si formano in modo differente rispetto alle compagne delle stelle.

Relazione tra Massa ed eccentricità

Proiettate sulla sfera celeste, le stelle con pianeti appaiono in tutte le direzioni. La presenza di pianeti potrebbe essere una regola per moltissime stelle.

PROSPETTIVE: VELOCITA’ RADIALI Verso pianeti con piccole masse (ma siamo troppo vicini al limite del metodo) Verso periodi piu’ lunghi ci sono molti pianeti a 5-10 AU? Orbite eccentriche? Il nostro Sistema Solare e’ tipico? esplorarazione degli effetti dell’ambiente (es.: binarieta’) La frequenza e le proprietà intorno a stelle di piccola massa

PROSPETTIVE: ASTROMETRIA La tecnica astrometica non e’ abbastanza sensibile ( per il momento ma sono stati ottenuti interessanti risultati con HST + FGS). Nel futuro ci saranno buone prospettive: VLTI,SIM Risultati Possibili:  inclinazioni  masse reali dei pianeti (rimozione della degenerazione con sin i)  Complanarita’ dei sistemi a molti pianeti  indizi sui modelli di formazione dei pianeti  Pianeti intorno a stelle giovani e stelle massicce (astrometria e’ meno vulnerabile delle velocita’ radiali e della tecnica dei transiti ialla rotazione stellare ed alla attività stellare)

PROSPETTIVE: TRANSITI Risultati aspettati:  Successive scoperte per popolare il diagramma massa raggio  Pianeti in ammassi aperti ?  Ulteriori informazioni fisiche dal follow – up di sistemi brillanti che transitano  La natura degli Hot Neptunes (difficile da Terra)  Scoperta di pianeti di tipo terrestre intorno a stelle di tipo solare (Eddington e Kepler)?

PROSPETTIVE: IMAGING/SPECTROSCOPIA DIRETTE Brown dwarfs: Scoperta di brown dwarfs fredde nel campo con il “Spitzer Telescope” (che chiudono il gap in temperatura tra le brown dwarf e I pianeti giganti del Sistema Solare) Calibrazione dei modelli usando le masse dinamiche delle brown dwarfs Pianeti Giganti: possibilmente alla portata della strumentazione corrente (e.g. NACO+SDI) per alcuni target speciali come le stelle M molto giovani e vicine e le nane giovani

Stelle - Brown Dwarfs – Pianeti: DEFINIZIONI Stelle / Brown dwarfs: Una stella e’ in grado di bruciare H nel nucleo una brown dwarf non sara’ mai in grado di bruciare H, ma solo Li e D. Separazione in massa: 0.08 M  (80 MJ) BROWN DWARFS+PIANETI: Oggetti sub stellari Brown Dwarfs/Pianeti Definizione basata sul meccanismo di formazione (brown dwarf dalla frammentazione di nube protostellare; pianeti in un disco circumstellare) Definizione basata sulla massa: limite definito dal bruciamento del deuterio (13 MJ): brown dwarfs deuterium burning; pianeti no deuterium burning

...Ma non e’ cosi’ semplice! In alcuni casi meccanismi di formazione non possono essere determinati: 1) Parametri orbitali simili alle stelle binarie 2)Le osservazioni non permettono di osservare direttamente la presenza di un core roccioso 3) Disco originale disperso velocemente (10 Myr) (ma in diverse stelle si osserva un debris disk) 4) Pianeti multipli: osservati frequentemente; non accade per le brown dwarfs 5) Mancanza di conoscenze sulla formazione dei pianeti (e.g. Core accretion vs. Disk instability) In molti casi non e’ possibile determinare la storia della formazione degli oggetti substellari osservati.

1) HD : 2 compagni con M=8 and 17 M J entro 3 AU 2)  Orionis cluster (eta’ < 5 Myr): oggetto free floating con massa < 13 M J Pianeti con massa > 13 M J e brown dwarfs con massa < 13 M J Sovrapposizione in massa tra Pianeti e Brown Dwarfs Alcuni casi speciali

1) Objects with true masses below the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium (currently calculated to be 13 Jupiter masses for objects of solar metallicity) that orbit stars or stellar remnants are "planets" (no matter how they formed). The minimum mass/size required for an extrasolar object to be considered a planet should be the same as that used in our Solar System. 2) Substellar objects with true masses above the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium are "brown dwarfs", no matter how they formed nor where they are located. 3) Free-floating objects in young star clusters with masses below the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium are not "planets", but are "sub-brown dwarfs" (or whatever name is most appropriate). No ad una definizione assoluta, ma una definizione operativa: POSIZIONE dello IAU WORKING GROUP SUI PIANETI EXTRASOLARI (WGESP)

FREQUENZA DI PIANETI INTORNO A STELLE DI TIPO SOLARE Diverse stime a seconda della strategia di osservazione Lineweaver & Grether 2003: 9% di stelle di tipo solare hanno pianeti entro le 5.5 UA con masse minima di M J FREQUENZA DI ANOLOGHI DEL SISTEMA SOLARE Gli analoghi del Sistema Solare sono Target difficili per le survey di velocità radiali a causa della bassa ampiezza della curva di velocità ed i lunghi periodi orbitali L’esplorazione delle regioni circumstellari intorno a stelle giovani di tipo solare daranno conto dei limiti di distanza per la presenza di pianeti giganti

THE PLANET – METALLICITY CONNECTION Le stelle con Pianeti sono ricche di metalli Causa o effetto? (Fisher & Valenti 2005)

Inquinamento Planetario Il materiale ricco di metalli accresciuto viene mescolato nella zona convettiva della stella Le stelle giovani hanno zone convettive maggiori Gli eventi di accrescimento durante le fasi di pre sequenza principale non lasciano alterazioni chimiche osservabili Murray et al La cattura di materiale (ricco di metalli) planetario può alterare la composizione chimica superficiale della stella

Analisi differenziale di componenti di Binarie visuali: nessuna coppia mostra una grande differenza di abbondanza chimica. 4 coppie con differenze di abbondanza maggiore di 0.02 dex: probabilmente spuria a causa delle differenza di temperatura, bassa temperatura e un significativo allargamento rotazionale. Desidera et al SARG survey: selezione di binarie con componenti simili rende possibile una analisi differenziale ad alta precisione della metallicità delle componenti

ACCRESCIMENTO DI MATERIALE RICCO DI METALLI Limite Superiore sul materiale meteoritico accresciuto dal Sole come derivato dalla eliosismologia (Winnick et al. 2002) Limite per stelle “warm” simile alla quantità di materiale meteoritico accresciuto dal sole durante la sua vita di MS (0.4 Earth masses of iron, Murray et al. 2001) Desidera et al. 2004

Metallicità e dimensione della zona convettiva Se l’accrescimento esterno è la causa dominante deve esserci una correlazione fra la metallicità e l’estensione della zona convettiva. QUESTO NON E’ OSSERVATO Possono esserci eventi di “pollution” planetaria, ma probabilmente l’alta metallicità è primordiale L’alta metallicità sembra favorire la formazione di pianeti (o almeno la migrazione di pianeti giganti in orbite vicine alla stella ospite)

PRESENZA DI PIANETI E MASSA STELLARE La maggior parte delle survey di velocità radiali osservano stelle di tipi spettrali late F + G + early K dwarfs (masse M  ) C’è una possibile indicazione che la frequenza di pianeti aumenti con la massa stellare, ma ha una bassa significatività.(effetti di selezione) Pianeti intorno a stelle di piccola massa: survey dedicate 2 pianeti scoperti intorno a GJ 876, 1 pianeta di piccola massa intorno a GJ 436 Ci sono indicazioni di una minor frequenza di pianeti intorno alle nane M (un fattore 5 rispetto alle stelle FGK, possono essere frequenti pianeti con masse del tipo Nettuno) Estensione delle Survey a masse più grandi non è possibile per stelle di MS (troppo poche righe spettrali, alte velocità di rotazione e raggi troppo grandi per transiti) Alcuni pianeti sono stati scoperti (velocità radiali) intorno a stelle giganti evolute con M>1.4 M  ma non si ha una statistica adeguata

PIANETI IN SISTEMI BINARI Potrebbero avere differenti proprietà rispetto a quelli che orbitano una stella singola Zucker & Mazeh 2002 Stelle singole Pianeti intorno a Binarie Pianeti con grande massa in orbite vicine nei sistemi binari? Una frequenza minore di pianeti nei sistemi binari ? (risultato preliminare)

PROPRIETÀ DELLE BINARIE CON PIANETI Il sistema binario con pianeta con separazione minore è  Cep (a=12 AU)

PIANETI NEI SISTEMI BINARI Perturbazioni durante la fase di formazione planetaria: sono coinvolti molti processi dinamici Perturbazioni in atto dopo la formazione: problema dinamico Determinazione delle regioni di stabilità dinamica Holman & Wiegert 1998: Equazioni generali che danno il semiasse critico per la stabilità dinamica come funzione dei parametri orbitali ed il rapporto delle masse per il caso di pianeti in orbita circolare e complanare con la binaria

PIANETI CIRCUMBINARI E’ noto che esistono dischi circumbinari, ma i pianeti circumbinari sono difficili da trovare con le attuali tecniche Ci sono survey fotometriche dedicate alla ricerca di pianeti circumbinari intorno a binarie ad eclisse (e.g CM Dra) Prospettiva per survey di immagine diretta intorno a campioni di binarie vicine giovani Un pianeta circumbinario intorno ad una pulsar nell’ammasso globulare M4 ?

PIANETI NEGLI AMMASSI GLOBULARI Importanti interazioni dinamiche sia durante la fase di formazine che durante la fase successiva alla formazione La radiazione UV emessa dalle stelle più massicce potrebbe distruggere e/o erodere il disco protoplanetario Ricerca di transiti con HST in 47 Tuc (Gilliland et al. 2000): I pianeti close-in planets in 47 Tuc sono almeno un ordine di grandezza meno frequenti che intorno alle stelle di campo Cause Possibili : Bassa metallicità Effetti Dinamici Un Pianeta intorno ad una Pulsar in M4? PSR B ha una Wd molto vicina ed un compagno più lontano di massa planetaria (2.5 M J ) a circa 23 UA (Pianeta Circumbinario) Possibili meccanismi di formazione coinvolgono scambi di compagni all’interno del nucleo denso dell’ammasso (il pianeta orbitava originariamente una stella normale?)

PIANETI IN AMMASSI APERTI Le interazioni dinamiche sono meno rilevanti che negli ammassi globulari Le Survey di velocità radiale hanno difficoltà per gli ammassi vicini (Hyades, Pleiades) a causa dell’alta attività delle stelle (stelle giovani) Molte suvey di transiti ma fino ad ora con risultati nulli, comunque: 1/1500 stelle di MS potrebbero mostrare un transito dovuto ad un pianeta gigante. In un ammasso aperto tipico un risultato nullo non è significativo Indizi sulla frequenza di pianeti in ammassi si possono avere: 1) Combinando i risultati di molti ammassi 2) Selezionando ammassi aperti super ricchi di metalli (frequenza di pianeti maggiore di un fattore 5) per esempio NGC 6791, NGC 6253

PIANETI ED EVOLUZIONE STELLARE Come la stella evolve verso il ramo delle giganti i pianeti più vicini alla stella sono “ingoiati” dalla stella centrale. Gli effetti osservabili: alta rotazione (trasferimento di momento angolare) con aumento dell’attività magnetica, della perdita di massa e alta abbondanza di Litio Perdita di massa dalla stella: orbita planetaria diventa più larga Alcuni pianeti potrebbero migrare verso fuori e quindi salvarsi dalla cattura (limite 1UA per una stella di 1 massa solare) La presenza di pianeti è stata considerata anche per spiegare le caratteristiche di altre fasi stellari: le nebulose planetarie, i flash delle Mira etc.

PIANETI INTORNO AI REMNANTS STELLARI L’allargamento delle orbite planetarie causato dalla perdita di massa può rendere instabile il sistema planetario. Il sistema può diventare dinamicamente giovane: distruzione delle risonanze, incontri planetari, scattering gravitazionali, pesante fase di bombardamento (come nel sistema solare primordiale) Sistemi planetari intorno alle WHITE DWARFS possono essere interessanti Possono dare prospettive per le ricerche attraverso l’imaging diretto: le WD sono meno luminose dei loro progenitori e il contrasto stella/pianeta ci guadagna. Ci sono alcuni progetti Alcuni pianeti sono stati scoperti intorno a PULSAR con la tecnica del timing. Questi sono probabilmente pianeti di seconda generazione formatesi dopo l’esplosione della supernova. Questo indica che il meccanismo di formazione dei pianeti è un meccanismo robusto e che funziona in diverse condizioni fisiche