Metodi Osservativi

Planetologia
Extrasolare
Metodi Osservativi II:
Metodi diretti e missioni spaziali
R.U. Claudi
Osservazione Diretta
Difficoltà:
- enorme differenza di luminosità tra la stella e il pianeta
(108 volte nel caso Sole-Giove)
- piccola separazione angolare (0.5 arcsec per il sistema
Sole-Giove visto da 10 pc di distanza)
Current detections
Chauvin et al. 2006
Perche’ l’osservazione diretta?
1) Tutti i pianeti in un sistema vengono osservati
in una sola osservazione
2) Dati fisici dei pianeti
- Masse dalle orbite
- Temperatura e composizione chimica dagli
spettri
- Raggi dalla luminosita’ e dalle temperature
- Condizioni sui modelli di atmosfera dagli spettri
e dalla polarizzazione.
La sfida dell’imaging diretto
Contrasto di luminosità
Jupiter/Sun = 10-8 = 20 mag
Earth/Sun
= 10-10 = 25 mag
Separazione angolare:
Jupiter = 0.5 arcsec @ 10 pc
Jupiter = 0.1 arcsec @ 50 pc
Selezione del range di lunghezza d’onda
G2V star at 10 pc
Intrinsic
emission
Reflected
light
V-NIR:
Ground
FIR:
Space
IMAGING AD ALTO
CONTRASTO
Problemi e tecniche:
Atmosfera + speckles
No AO
FWHM=0.4
arcsec
Seeing
dominated
 Ottica Adattiva
 Differential Imaging
Diffrazione
SR=0.90
Straylight+high
order diffraction
dominated
 Coronagrafo (Lyot, Apodizing Masks)
 Interferometria (Nulling, 4-quadrant)
Noise e range di lunghezza d’onda (I)
Background
dominated
noise
Sky dominated noise

Noise e range di lunghezza d’onda (II)
Space  ground
Useful
regions
Space>>ground
Le Speckle
Le Speckle sono dovute alla interferenza fra i raggi di luce
che passano attraverso differenti celle atmosferiche prima
del telescopio.
Poiché le speckle sono dovute alle interferenze del fronte
d’onda, possono essere generate anche da altre cause.
Rimozione del rumore dovuto alle
speckle
• Differential imaging: compara le immagini
ottenute a lunghezze d’onda con
luminosita’ del pianeta molto diverse
(variazioni dell’albedo), ma con simile
luminosita’ stellare
• IFS: modella la dipendenza delle speckle
dalla lunghezza d’onda
• Polarimetry: prende immagini in due assi
di polarizzazione ortogonali a velocita’
maggiori dei tempi di vita delle speckle
(speckle freeze out).
Differential Imaging
Pattern residuo dovuto a:
-Dipendenza dalla lunghezza
d’onda delle speckle
- Cammino ottico diverso
From Racine et al. 1999
Spectral Differential Imaging
Construction of a Data Cube
with a number of
“monochromatic” images
equal to the number of
spectral resolution element in
each spectra obtained by
means of an IFS
Firenze 2009 March 25
GPI
…next three years
http://gpi.berkeley.edu/
AO+Coronography+IFS
R~45 Δλ: 0.95 -2.20µm
Cryogenic
1st Light 2011
SPHERE
AO+Coronography+IFS
R~50 Δλ: 0.95 -1.65 µm
IFS no cryogenic
1st Light 2011
Firenze 2009 March 25
Consorzio
CNRS/LAOG (Grenoble, F) INAF/ (Padova Observatory, I)
CNRS/LAM (Marseille, F)
MPIA (Heidelberg, D)
CNRS/LESIA (Paris, F)
Observatoire de Genève (CH)
CNRS/LUAN (Nice, F)
ETH (Zürich, CH)
ONERA (Paris, F)
NOVA (Amsterdam, NL)
ASTRON (Amsterdam, NL)
SPHERE – Catania 2008 March 18
Visione d’insieme
SPHERE – Catania 2008 March 18
Lo strumento
Tip-tilt
Beam control,
calibration
DM
Dichro
WFS
Vis Corono
DTTS
NIR Corono
ZIMPOL
IRDIS
IFS
SPHERE – Catania 2008 March 18
Integral Field Spectrograph
SPHERE – Catania 2008 March 18
Detection simulation
This simulated planet has a contrast of
3x10-7 at 0.7 arcsec
SPHERE – Catania 2008 March 18
2-year Phase A study funded by FP7 and
ESO (2008-2009)
2016
2018
Phase
A
Construction
Consortium:
ESO (PI), LAOG, LAM, LESIA, LUAN,
Oxford Un., INAF-OAPD, ETH Zur.
Survey
2010
EPICS
2008
Phase
A
2002
Construction
EPICS: a planet finder for E-ELT
SPHERE
The future out of there…
Survey
SPHERE – Catania 2008 March 18
Coronagrafi
Lo scopo di un coronografo e’ quello di bloccare la luce della
sorgente brillante centrale per poter osservare la sorgente
debole vicina.
•La pupilla ed i piani immagini ed oggetto sono piani coniugati
•La PSF e’ la trasformata di Fourier del fronte d’onda della
pupilla (un fronte d’onda piano ed infinito genera una delta di
Dirac)
•Qualsiasi discontinuita’ geometrica sul piano della pupilla
genera un allargamento della PSF (Pattern di diffrazione): Il
disco di Airy e’ generato dalla illuminazione uniforme della
pupilla.
•Una maschera posta sul piano oggetto generera’ una
illuminazione non uniforme della immagine della pupilla
•Queste considerazioni portano al principio di funzionamento di
un coronografo di Lyot.
Coronografo di Lyot
Forgiato in modo da
bloccare l’immagine di
difrazione del
telescopio
Impedisce a parte della
luce di passare nel treno
ottico
DISCHI DI POLVERE: Debris disks
Residuo del disco circumstellare dopo il processo di
formazione planetaria
Possono segnalare la presenza di un pianeta
?
Dischi attorno a stelle con pianeti
conosciuti. Determinazione
dell’inclinazione e massa del pianeta.
DISCHI DI POLVERE: Debris disks
AU Mic (GJ 803)
Nana M
Eta’ = 12 ± 4 Myr
distanza: circa 10 pc
Immagine all’infrarosso con
coronografo presa al Keck.
disco di 0.01 MEarth
T = 40 K (cold)
Asimmetrie SE-NW e
oltre 35 AU: presenza
di un pianeta?
LA PRESENZA DI PIANETI PUO’ ESSERE ‘SEGNALATA’ DA
STRUTTURE NEI DEBRIS DISK
Vega
 Eridani (Pianeta (? La stella e’ attiva) a
3.2 AU con M sin i = 256 MEarth)
Simulazione al
computer che mostra la
struttura del disco in
presenza di un pianeta.
Osservazioni tra 0.2-3
mm al J. C. Maxwell
telescope in Hawaii dei
debris disks attorno
alle due stelle.
Dallo Spazio?
Con telescopi terrestri da 8 – 10 m possono essere
osservati solo pianeti Gioviani.
Per ottenere dati su pianeti terrestri occorre utilizzare
satelliti
Osservazione diretta con JWST
JWST (lancio previsto 2012) dara’ immagini migliori che da terra
dando un orizzonte ben definito ai progetti terrestri per la
scoperta di pianeti nella regione di lunghezza d’onda >2 m
Missioni spaziali per la visualizzazione di pianeti
extrasolari
DISI
TPF
ST-3
SIM
Darwin
Infrared
Space
Interferometry
Terrestrial
Planet
Finder
Space
Technology
3
Space
Interferometry
Mission
ESA
Fridlund 2000
Baseline: 75m1Km
NASA
Beichmann 1998
Aperture: 2X12 cm
Baseline: 1 Km
NASA
Baseline: 10m
~m
NASA
Aperture: 46X1 m
Baseline=50m
6m<<17m
Nulling
Interferometry
Tabella 1 :Missioni spaziali basate sulla tecnica interferometrica
Progetti spaziali di misure astrometriche
Missione
Agenzia
HIPPARCOS ESA
SIM
NASA
GAIA
ESA
Lancio nr stelle Vlim accuratezza
(mas)
1989
120000 12
1
2005
>20000 20
0.003
2009 100000000 20 0.003-0.2
Modello di un orbita di un sistema
stella-pianeta rivelabile con GAIA.
La distanza è 50 pc ed ha un moto
proprio di 50 mas/yr. Il pianeta ha
15 volte la massa di Giove, semiasse
maggiore di 0.6 AU ed eccentricità
0.2
Corot & Kepler
Firenze 2009 March 25
PLATO
-
-
-
fully dioptric design
11cm pupil, 28°x28° field
FPA: 4 CCDs 35842, 18
40 normal telescopes:
full frame CCDs
cadence 25s
8 ≤ mV ≤ 14
2 « fast » telescopes:
frame transfer CCDs
cadence 2.5s
4 ≤ mV ≤ 8
overlapping line-of-sight concept
2 long pointings (3 yrs)
1 yr step & stare
Firenze 2009 March 25