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

RATS SPHERE SARG M. Perryman, 2001 (from: http://www.obspm.fr/encycl/searches.html)

Velocità Radiali Descrizione tecnica: Difficoltà: Risultati: 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 (Mp sin i)/(Mp+M*)2/3 1/(1-e2)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 Risultati: Circa 200 pianeti extrasolari scoperti finora con massa simile a Giove Prospettive: Ottime per studiare pianeti giganti non troppo distanti dalla stella centrale

Curva di velocità per una stella con pianeta 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

Misure di Velocità Radiali ad alta precisione Le velocità vengono misurate confrontando la posizione delle righe spettrali della stella rispetto a quella misurata in laboratorio Problema: Piccoli spostamenti dell’immagine della stella sulla fenditura di ingresso dello spettrografo possono causare errori importanti nelle misure Soluzioni: “Scrambling dell’immagine” 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 all’osservatore (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

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

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

SARG Spectra with I2 Absorbing cell

Iobs()=K[TI2() IS(+)]*PSF Schema del processo di estrazione della velocità radiale con il metodo della cella assorbente SPETTRO I2 FTS PSF DECONVOLUZIONE DOPPLER Iobs()=K[TI2() IS(+)]*PSF STELLA + CELLA 2 Vr STELLA B + CELLA STELLA TEMPLATE STELLA

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)

Photon noise limit to radial velocity determinations VRMS = c /(Q Ne-) where: VRMS = error in radial velocity variations Q = spectrum quality factor =RQ0(spectral type), R being resolution Ne- = total number of photons detected in the useful spectral range Ne- = F* Stel tot texp /2.512V F*=photons/cm2s for a V=0 star Stel= telescope area (cm2) tot = total efficiency texp = exposure time (s) V = visual magnitude from Bouchy et al. 2001, A&A, 374, 733

Dipendenze del fattore di qualita’ Lunghezza d’onda Risoluzione Rotazione from Bouchy et al. 2001, A&A, 374, 733

Accuratezza della Velocita’ Radiale (HARPS)

Radial velocity jitter dovuto ad attività e convezione 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

Convezione: le stelle nane sono piu’ semplici Le variazioni di velocità radiale scalano con la radice quadrata del numero di celle convettive 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)

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

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

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)

Metodi Numerici per l’analisi delle Serie Temporali Fourier Transforms Wavelet Analysis Autocorrelation analysis Other methods

Analisi di Fourier 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)

F () =  f(t) exp(i2t) dt The Fourier Transform For a given frequency  (where =(1/period)) the Fourier transform is given by F () =  f(t) exp(i2t) dt Recall Euler’s formula: exp(ix) = cos(x) + isin(x)

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

Il primo pianeta roccioso Santos et al. 2005, A&A  Ara system a P M e (AU) (d) (Mj) d 0.09 9.55 0.045 0.0 b 1.5 638 1.7 0.31 c? 2.3? 1300? 2.3? 0.8 2009 04 01: Modificata: tolto l’aggettivo possibile

VERSO I PIANETI TERRESTRI: SCOPERTE RECENTI Scoperto un pianeta con la massa di Nettuno: Planet Msini Period Mearth days µ Arae c 14 9.5 55 Cnc e 14 2.8 The 4th planet in the system GJ 436 b 21 2.6 M dwarf primary Pianeti rocciosi con atmosfere spesse? Santos et al. 2004

Oscillazioni Apparenti 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 = (Mp/M*) (a/d) dove Mp ed M* sono le masse del pianeta e della stella, a è il semiasse maggiore dell’orbita in AU e d è la distanza in pc Difficoltà: α ~ 10-4 arcsec (limite di HIPPARCOS ~10-3 arcsec) Prospettive: Buone per scoprire pianeti giganti a grandi distanze dalla stella centrale. Soprattutto dallo spazio

Confronto tra il metodo astrometrico e quello delle velocità radiali

Astrometria da Terra 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 dell’ordine dei arcsec utilizzando le differenze di fase fra le frange generate da due sorgenti vicine osservate con VLTI. L’accuratezza e’ di circa 10 arcsec e la magnitudine limite e’ di circa K=10 usando AT e 13 usando UT

Transiti Descrizione tecnica: Difficoltà: 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)

Nel caso (raro) in cui l’orbita del pianeta passi davanti al disco della stella, potrebbe verificarsi un’eclisse, registrabile come una piccolissima variazione di luce.

Probabilita’ geometrica di transito a cosi Condizione geometrica a cosi  R*+Rp a d(t) R* Inclinazione orientata a caso e cos i varia in modo casuale da 0 a 1

Probabilita’ geometrica di transito

Durata del transito a>>R* >>Rp a cosi RP R* 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 a cosi RP R* a>>R* >>Rp

Durata del transito

Profondità del transito

HD 209458, il cui pianeta era stato già rivelato con l’effetto Doppler

Risultati dai transiti

Alcune delle Survey di Transiti PROGRAMME D F/# Ω0.5 Nx Ny CCD Pixel sky star d stars planets cm deg # arcsec mag mag pc 103 /months 1 PASS 3.6 1.4 108.21 1.0 1.0 15 98.22 5.6 9.2 78 11 3.7 2 WASP0 6.4 2.8 8.84 2.0 2.0 1 15.54 9.6 11.8 246 2 0.8 3 ASAS-3 7.1 2.8 11.21 2.0 2.0 2 13.93 9.9 12.0 272 5 1.7 4 PPS 10.0 2.8 5.66 2.0 2.0 1 9.94 10.6 12.7 373 3 1.1 5 STARE 10.0 2.9 6.03 2.0 2.0 1 10.67 10.5 12.7 362 3 1.1 6 PSST 10.7 2.8 5.29 2.0 2.0 1 9.29 10.8 12.9 397 3 1.2 7 HATnet 11.0 1.8 13.86 2.0 2.0 3 14.06 9.9 12.5 335 14 4.8 8 SWASP 11.1 1.8 15.86 2.0 2.0 4 13.94 9.9 12.5 338 19 6.5 9 Vulcan 12.0 2.5 7.04 4.0 4.0 1 6.19 11.6 13.4 497 12 4.1 10 RAPTOR 7.0 1.2 39.11 2.0 2.0 4 34.38 7.9 11.1 179 17 5.8 11 RAPTOR-F 14.0 2.8 4.19 2.0 2.0 1 7.37 11.3 13.4 498 4 1.4 12 BEST 19.5 2.7 3.01 2.0 2.0 1 5.29 12.0 14.2 668 5 1.8 13 Vulcan-S 20.3 1.5 6.94 4.0 4.0 1 6.10 11.7 14.1 642 24 8.5 14 SSO/APT 50.0 1.0 2.46 0.8 1.1 1 9.40 10.7 14.6 798 6 2.0 Ω0.5 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=Rjup 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.

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, <0.0001 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)

FALSI ALLARMI I: Nane M in eclisse Aur 1097: V=11.2 B-V= 0.2 P=3.80 giorni tn=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 Strumento PSST al lowell observatory Charbonneau et al 2004

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

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

Progetto: Radial velocities And Transits Search “Prima luce” 2005 Correcting Plate 670 mm (UBK7) Spherical Mirror 920 mm (Duran-50 Schott) Focal Length 2150 (f/3.2) Curvature Radius (215010) mm Scale 95.94 arcsec/mm Un-vignetted Field 3°25’ CCD LORAL 2k2k thick (15.0 m) oppure EEV 2kX6k (13.5 m) FoV (Projected pixel) 49’ 49’ (1.44 arcsec) C.ma Echar Echelle Fiber Feed Spectrograph Collaborazione: INAF OAPD DAPD DFPD INAF OACT ESA (Eddington) INAF OANA DAFI 2009 04 01: Aggiunto il dipartimento di astronoima di Firenze

Trasparencies…and spectra Star flux Wavelength

Trasparencies…and spectra Star flux ~ 1% ~ Rp2/Rs2 Wavelength

Trasparencies…and spectra Star flux Seager & Sasselov, 2000 ~ 1% ~ Rp2/Rs2 ~0,01% ~ Anulus/Rs2 Wavelength

Secondary Transit Star+Planet Flux +

Spitzer Space Telescope-InfraRed Array Camera (IRAC) of HD189733b T = 2000 K T = 1200 K Water, different T-P T = 500 K Simulated transmission spectra compared with observation made with Spitzer Space Telescope-InfraRed Array Camera (IRAC) of HD189733b Tinetti et al., Nature, 448, 163, 2007

Trasparencies…and spectra HD189733b Mettere Tinetti & Beaulieu, 2009

Microlente Gravitazionale 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

Microlensing

Curve di Luce

Progetti sulle microlenti

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

Curva di Luce Singola lente

Magnification map OGLE 2003-BLG-235 OGLE MOA

Pianeti Scoperti con il Metodo delle μ-lenti Pianeta M (MJ) P (day) a (UA) e I (deg) Scoperta OGLE-05-071Lb 0.9 2900 3.6 - 2005 OGLE-05-169Lb 0.04 3300 2.8 OGLE-05-390Lb 0.017 3500 2.1 OGLE235/MOA53 b 1.5 4700 5.1 2004 OGLE-06-109-L b 0.71 1825 2.3 2008 OGLE-06-109-L c 0.27 5100 4.6 0.11 59 Update 2008 April

TIMING: Variazioni dei periodi delle pulsar 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. o Z(t)

Candidati pianeti intorno alle Pulsar Pianeta M (MJ) P (day) a (UA) e I (deg) Scoperta PSR 1257+12 b 6.2910-5 25.262 0.19 - 1992 PSR 1257+12 c 0.013 66.542 0.36 0.019 53 PSR 1257+12 d 0.012 98.211 0.46 0.025 47 PSR 1620+26b 2.5 100 y 23 55 1994