Le Proprietà fisiche dei pianeti Extrasolari

Planetologia
Extrasolare
Le proprietà fisiche dei pianeti
Extrasolari
R.U. Claudi
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 209458
Raggio e densità dei pianeti che transitano
... Nell’attesa di poter vedere direttamente ed
avere spettri dei pianeti extrasolari
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
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 !
SORGENTI DELLA LUMINOSITA’ DEI PIANETI
1) EMISSIONE INTRINSECA (contrazione gravitationale)
2) LUCE RIFLESSA
SOLAR SYSTEM PLANETS
Jupiter
Absorbed power
50.14
1023 erg/s
Emitted power
83.65
Intrinsic power
33.5
Saturn Uranus Neptune
11.14
0.526
0.204
19.77
8.63
0.560
0.034
0.534
0.330
L’emissione intrinseca è più importante per grandi
masse ed età giovane
Struttura interna dei pianeti giganti extrasolari
Rocky/icy core
non per le
Brown Dwarf
Guillot et al. 1999
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
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.
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
N
N
N
atomic/ionic spectral lines
diatomic molecules other than TiO
TiO lines
H2O lines
42e6
35e6
170e6
400e6
Profili delle Righe: densità maggiore che nelle
atmosfere delle stelle di tipo solare. Effetti collisionali
piu’ importanti, allargamento lorenziano delle righe
spettrali
TRASPORTO DELL’ENERGIA
dT/dr = - cost k r L / r2T3
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.
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)
Evoluzione della Temperatura e della luminosita’
Burrows et al. 1997
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
2002
I dettagli sono fortemente dipendenti dai modelli
et
al.
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
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.
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.
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
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
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
DISTRIBUZIONE SPETTRALE DI ENERGIA
“Picchi di Emissione”
fra gli assorbimenti
molecolari:
caratteristiche utili
per il differential
imaging
DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDE OSSERVATO
CLEAR
model
DUSTY
model
CLOUDY
model
Burgasser et al. 2002
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
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
SEQUENZA DI TEMPERATURA
Temperatura
Caratteristica
2000-2300
1900
1700-1900
1700
1400 ?
<1400
1200-1500
<1200
<1000
700-1100
700
350
TiO scompare silicati refrattari e Fe(c) appaiono
Mg2SiO4 appare
VO(g) scompare
MgSiO3 appare
Silicati rainout CrH scompare
Li ---> LiCl
CO ---> CH4
Rb,Cs,K --->
chlorides
PH3 --->
P4O6,Mg3P2O8
Formazione di nuvole di NaF,NaCl,KCl
N2 --->
NH3(g)
H2O(g)
---> H2O(c)
g=gaseous, c=condensate
From Burrows & Sharp 1999
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
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
2003
et
al.
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)
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=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 dell’angolo di fase dai satelliti.
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
TEMPERATURE D’EQUILIBRIO
Separazione
(AU)
G0V
1.0
2.5
5.0
7.5
10
20
30
40
194
140
107
88
76
54
44
38
M0V
132
84
59
48
42
30
24
21
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)
Earth
Moon
Jupiter
Saturn
Uranus
Neptune
carb. Asteroids
0.30
0.11
0.34
0.34
0.30
0.29
0.03
ALBEDO DEI PIANETI DEL
SISTEMA SOLARE
ALBEDO PLANETARIE
CLASSE I: T<150 K (Gioviani)
CLASSE II: 150<T<400
Nuvole di Ammoniaca
Nuvole di Vapore acqueo, albedo alte
ALBEDO PLANETARIE
CLASSE III: 400<T<900 K
CLASSE IV: 900<T<1500
Nessuna Nuvola, albedo bassa
ALBEDO PLANETARIE
CLASSE V: T>1500 K Nuvole di Silicati. Albedo alte
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.
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
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’
PIANETI “CLOSE-IN”: L’EFFETTO DELLA
VICINANZA DELLA STELLA CENTRALE
1) ALTA IRRADIAZIONE STELLARE
TEMPERATURE ELEVATE (1000-2000 K)
EVAPORAZIONE DEL PIANETA
REDISTRIBUZIONE DEL CALORE E WINDS
2) EFFETTI MAREALI
CIRCOLARIZZAZIONE DELL’ORBITA
ROTAZIONE SINCRONA DEL PIANETA
SINCRONIZZAZIONE DELLA ROTAZIONE STELLARE
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
RELAZIONE MASSA – RAGGIO: Osservazioni
GIOVE
Saturno
HD 209458
Pianeti del Sistema
OGLE-TR-56
Solare+ pianeti
OGLE-TR-111
extrasolari che
OGLE-TR-113
transitano
OGLE-TR-132
TrES-1
Il raggio di TrES-4 e’
anomalo?
MASS
1.00
0.3
0.69
RADIUS
1.00
0.85
1.347±0.060
1.45 ± 0.23
0.53 ± 0.11
1.23 ± 0.16
0.85 ± 0.10
1.08 ± 0.28
1.19 ± 0.13
0.75 ± 0.07
1.09 ± 0.10
1.13 ± 0.08
+0.18
1.08
-0.04
HD 209458b
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 209458 (1.5%) non
e’ un transito planetario tipico. E’ necessaria una precisione migliore per
trovare un pianeta di 1 RJ
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
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.
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=0.02-0.03
AU ) hanno massa> 1 MJ
HD
209458
Pianeti con vita 1 Gyr e
eta’ stellare > 1 Gyr
HD 49674 m=0.11 a=0.06
Lecavalier des Etangs et
HD 76700
0.19
0.05
2004
HD 46375
0.25
0.04
Residui planetari poveri di H (HOT NEPTUNES) ?
Importanza della determinazione del raggio, ma questi pianeti
non transitano
Necessitano nuovi candidati
al.
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
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<0.2-0.4) 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
EFFETTI MAREALI I
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 217107 P=7 days, e=0.14
Indotto da un pianeta addizionale?
(suggerito da un trend nelle
velocita’)
Solar type binaries
Mathieu et al. 2004
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
tspin(*)=1.3 1010 yr
tspin(P)=
107 yr
for 51 Peg
Maggiore dell’eta’ del
sistema
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
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?
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 179949, 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