Planetologia Extrasolare

Presentazione sul tema: "Planetologia Extrasolare"— 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 all’albedo dei pianeti “close-in” Assorbimento da parte dell’atmosfera del pianeta in transito HD Raggio e densità dei pianeti che transitano ... Nell’attesa di poter vedere direttamente ed avere spettri dei pianeti extrasolari

3 EQUAZIONI BASE DELLA STRUTTURA STELLARE E SUBSTELLARE
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 dε/dt : sorgenti di energia (reazioni nucleari ma anche radioattività) dε/dt=0 buona approssimazione per M<13 MJ

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) 2T+Ω=0 REAZIONI NUCLEARI: Bruciamento del Deuterio (M>13 MJ):ciclo p-p troncato p+p --> d+e+ + ne p+d --> 3He + g Bruciamento del Li (M>60 MJ) (Test del litio per confermare lo stato di Brown Dwarf) NON PER I PIANETI !

5 SORGENTI DELLA LUMINOSITA’ DEI PIANETI
1) EMISSIONE INTRINSECA (contrazione gravitationale) 2) LUCE RIFLESSA SOLAR SYSTEM PLANETS Jupiter Saturn Uranus Neptune Absorbed power 1023 erg/s Emitted power Intrinsic power L’emissione intrinseca è più importante per grandi masse ed età giovane

6 Struttura interna dei pianeti giganti extrasolari
Rocky/icy core non per le Brown Dwarf Guillot et al. 1999

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 H2 dissociate ed ionizzate a causa della pressione) PPT: Plasma Phase Transition La transizione tra H2 fluido all’H 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 DEGENERAZIONE ELETTRONICA
ALTRI ELEMENTI L’equazione di stato di altri elementi mostra incertezze maggiori di quella dell’H He: sedimentazione A bassa temperatura l’elio diviene insolubile e forma gocce, queste cadono sotto l’azione 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 l’opacita’ Molecolare H2O, CH4 and NH3 a basse temperature (T<1300 K) CO per oggetti piu’ caldi TiO e VO per oggetti freddi in regime stellare Il data base delle righe molecolari e’ incompleto E spesso viene adottato una opacita’ media su un intervallo di lunghezza d’onda Esempio: opacity database of PHOENIX code (Homeier et al. 2004) N atomic/ionic spectral lines e6 N diatomic molecules other than TiO e6 N TiO lines e6 N H2O lines e6 Profili delle Righe: densità maggiore che nelle atmosfere delle stelle di tipo solare. Effetti collisionali piu’ importanti, allargamento lorenziano delle righe spettrali

10 TRASPORTO DELL’ENERGIA
dT/dr = - cost k r L / r2T gradiente radiativo di temperatura k=opacita’ Se il gradiente radiativo e’ maggiore del gradiente adiabatico, si sviluppa il moto convettivo L’interno 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 dell’He 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 Mearth 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 Mearth)

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

13 LA FASE DI ACCRESCIMENTO PER I PIANETI GIGANTI
Durante l’accrescimento i Pianeti possono avere una breve fase di alta luminosita’ runaway gas-accretion Wurchtel et al. 2002 I dettagli sono fortemente dipendenti dai modelli

14 IMPLICAZIONI PER L’OSSERVABILITA’ 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 dall’emissione intrinseca La separazione FREDDI/WARM dipende dalla lunghezza d’onda. Un pianeta tipico puo’ essere FREDDO nell’ottico (flusso intrinseco basso ma ad eta’ molto giovane) e “WARM” nell’infrarosso (picco dell’emissione termica a lunghezze d’onda 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, dall’eta’ 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 l’eta’. 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 un’altra degenerazione che considera differenti separazioni La degenerazione massa età è dovuta al fatto che I pianeti sono strutture quasi degeneri (degenerazione parziale) e quindi molte delle caratteristiche spettrali dipendono poco dalla gravità ma molto dalla temperatura, la quale a sua volta dipende dall’età.

18 BROWN DWARFS Sono note 200-300 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 d’onda infrarosse come l’oggetto 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 DISTRIBUZIONE SPETTRALE DI ENERGIA
“Picchi di Emissione” fra gli assorbimenti molecolari: caratteristiche utili per il differential imaging

21 DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDE OSSERVATO
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 DUSTY model CLEAR model CLOUDY model Burgasser et al. 2002

22 CONDENSAZIONE Nelle condizioni fisiche delle atmosfere delle Brown dwarfs e dei pianeti giganti avviene la condensazione di diversi componenti Nuvole: hanno grande influenza nell’albedo (luce riflessa) Dipendenza dalla distribuzione delle dimensioni e della forma delle particelle. Pioggia dei condensati  “depletion” dell’atmosfera superiore di alcuni elementi  effetti sulla chimica Esempio: solidificazione del Fe a circa 2000K Se il Fe solido e’ presente nell’atmosfera, allora a 700 K Fe(s)+H2S->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 (NH4SH) a temperatura piu’ bassa. Le nuvole di NH4SH 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 Mg2SiO4 appare VO(g) scompare MgSiO3 appare 1400 ? Silicati rainout CrH scompare < Li > LiCl CO ---> CH4 < Rb,Cs,K > chlorides < PH > P4O6,Mg3P2O8 Formazione di nuvole di NaF,NaCl,KCl N > NH3(g) H2O(g) > H2O(c) g=gaseous, c=condensate From Burrows & Sharp 1999

24 L’ASSORBIMENTO DEL METANO
A Teff < 1300 K (Tipo Spettrale T) l’assorbimento del metano domina lo spettro infrarosso. L’assorbimento del metano e’ molto forte nella banda K. Le “Methane brown dwarfs” sono quindi caratterizzate da colori J-K blu. GL 229 B J H K Oppenheimer et al. 1998

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 Teq=[ (1-AB)L*/ (16 p σ a2 f) ]0.25
LUCE RIFLESSA La temperatura di equilibrio di un pianeta irradiato in assenza di flusso intrinseco: Teq=[ (1-AB)L*/ (16 p σ a2 f) ]0.25 =T* (R*/2a)0.5 [f(1-AB)]0.25 L*,R*,T*=luminosita’, raggio, temperatura della stella centrale AB = 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 dall’intera 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 l’angolo 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): l’angolo fra la stella e il pianeta con apice l’osservatore a= congiunzione superiore (Pianeta dietro la stella) a= 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 dell’angolo di fase dai satelliti.

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

29 TEMPERATURE D’EQUILIBRIO
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 l’albedo e’ piu’ bassa che nell’ottico)

30 ALBEDO DEI PIANETI DEL SISTEMA SOLARE
Earth Moon Jupiter Saturn Uranus Neptune carb. Asteroids ALBEDO DEI PIANETI DEL SISTEMA SOLARE

31 ALBEDO PLANETARIE CLASSE I: T<150 K (Gioviani) Nuvole di Ammoniaca
CLASSE II: 150<T< Nuvole di Vapore acqueo, albedo alte

32 ALBEDO PLANETARIE CLASSE III: 400<T<900 K Nessuna Nuvola, albedo bassa CLASSE IV: 900<T<1500

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

34 L’EFFETTO DELLA IRRADIAZIONE STELLARE I
L’irradiazione da parte della stella centrale modifica il profilo di temperatura del pianeta. Se l’irradiazione della stella e’ sufficiente, si ha una inversione di temperatura negli strati superficiali. L’oggetto non e’ piu’ completamente convettivo. I modelli planetari devono essere calcolati considerando l’irraggiamento della stella.

35 L’EFFETTO DELLA IRRADIAZIONE STELLARE II
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. L’evoluzione termica del pianeta viene rallentata dall’irradiazione esterna. Un pianeta irradiato ha un flusso intrinseco maggiore di quello di un pianeta isolato con la stessa massa ed eta’. Irradiato isolato

36 POLARIZAZIONE L’irradiazione 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 Stam 2004 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’

37 PIANETI “CLOSE-IN”: L’EFFETTO DELLA VICINANZA DELLA STELLA CENTRALE
1) ALTA IRRADIAZIONE STELLARE TEMPERATURE ELEVATE ( K) EVAPORAZIONE DEL PIANETA REDISTRIBUZIONE DEL CALORE E WINDS 2) EFFETTI MAREALI CIRCOLARIZZAZIONE DELL’ORBITA ROTAZIONE SINCRONA DEL PIANETA SINCRONIZZAZIONE DELLA ROTAZIONE STELLARE

38 RELAZIONE MASSA-RAGGIO
Massimo Locale 4 MJ A masse più piccole minore compressione A masse piu’ grandi domina l’effetto della degenerazione e il raggio diminuisce con l’aumentare 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-0.33) La relazione massa raggio dipende dalla composizione chimica

39 RELAZIONE MASSA – RAGGIO: Osservazioni
MASS RADIUS GIOVE Saturno HD ±0.060 OGLE-TR ± ± 0.16 OGLE-TR ± ± 0.10 OGLE-TR ± ± 0.10 OGLE-TR ± ± 0.08 TrES ± Pianeti del Sistema Solare+ pianeti extrasolari che transitano ( ): Aggiunto I dati di TR-111 (Pont et al., 2004, A&A, 426, L15) 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 l’irradiazione 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 RJ

41 Assorbimento del Sodio nell’atmosfera di HD 209458b
Il transito e’ piu’ profondo nel Na D che nel continuo adiacente. Il raggio effettivo del pianeta e’ maggiore a queste lunghezze d’onda ed il transito e’ piu’ profondo Un effetto dello stesso tipo potrebbe essere visto nelle bande molecolari del vicino IR

42 HD 209458b: Un pianeta in evaporazione
Scoperta una estesa esosfera, probabilmente maggiore del Lobo di Roche (circa 3.5 RJ). Occultazione nell’ottico 1.5%, Lya 15% Perdita di massa dedotta: > 1010 g/s Una coda cometaria di H evaporato nella direzione opposta alla stella centrale.

43 TEMPO DI VITA DEGLI HOT JUPITERS
Pianeti gassosi con distanze minori di 0.03 AU hanno tempi di vita corti a meno che non siano piu’ massivi di Giove. Tutti i pianeti OGLE (P<2 days, a= AU ) hanno massa> 1 MJ HD Pianeti con vita 1 Gyr e eta’ stellare > 1 Gyr HD m=0.11 a=0.06 HD HD Lecavalier des Etangs et al. 2004 Residui planetari poveri di H (HOT NEPTUNES) ? Importanza della determinazione del raggio, ma questi pianeti non transitano Necessitano nuovi candidati

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) ((RP/1.4RJ)/(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 SCOPERTA DIRETTA DEI PIANETI CLOSE-IN
Luce riflessa: lo spettro stellare e’ riflesso dall’atmosfera 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’ dell’atmosfera. E’ (sara’) possibile porre limiti importanti sulle proprietà fisiche dei pianeti close-in perfino per quei sistemi che non transitano

46 Circolarizzazione delle orbite
EFFETTI MAREALI I Solar type binaries Mathieu et al. 2004 Circolarizzazione delle orbite tcirc=4/63 QP (a/GM*)0.5 (MP/M*) (a/RP)5 Q -1=tg 2e=2e (e<<) e=angolo fra il “bulge” mareale e la linea dei centri QP=Q*=105 per stelle e pianeti giganti Qearth=102 tcirc=2 107 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 Sincronizzazione delle velocita’ di rotazione
EFFETTI MAREALI II Sincronizzazione delle velocita’ di rotazione tspin(*)=Q* (R*3/GM*) w (M*/MP)2 (a/R*)6 w=tasso di rotazione della stella Maggiore dell’eta’ del sistema tspin(*)= yr for 51 Peg tspin(P)= yr for 51 Peg b Molto corto Le stelle centrali dei pianeti close-in hanno tipicamente basse velocita’ rotazionali NESSUN SPIN UP MAREALE MASSE PLANETARIE t Boo P=3.3 days, MP sini =4 MJ Probabilmente sincronizzato Gli Hot Jupiters possono essere ROTATORI LENTI (rotazione sincronizzata con l’orbita: la rotazione di Giove e Saturno e’ molto piu’ veloce circa 10 ore), con la stessa faccia permanentemente irradiata dalla stella

48 CIRCOLAZIONE METEREOLOGICA SUPERFICIALE
Hot Jupiters: Stesso lato del pianeta sottoposto a forte irradiazione Grandi differenze di temperatura giorno/notte Presenza localizzata di forti venti Showman & Guillot 2002 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