Pianeti extrasolari

Pianeti extrasolari
La scoperta dei pianeti extrasolari
16 Cygni B
47 Ursae Majoris
55 Cancri
51 Pegasi
70 Virginis
Gliese 229
Solo nell'ottobre del 1995 M. Mayor e D. Queloz dell'Osservatorio di Ginevra
annunciarono la scoperta di un pianeta di grande massa attorno alla stella, di
tipo solare, 51 Pegasi, fu l’inizio di una lunga serie di scoperte !
L’osservazione dei Sistemi extrasolari
Purtroppo non è
affatto semplice
individuare e quindi
osservare i Sistemi
extrasolari.
Nonostante questa
grande difficoltà
sono stati fatti
straordinari
progressi negli
ultimi 14 anni.
Oltre 700 pianeti
extrasolari sono
stati scoperti.
L’Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari
Dove trovare le informazioni sui pianeti extrasolari?
Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari (in italiano)
All’indirizzo web: http://exoplanet.eu/
Sistemi extrasolari confermati
I candidati pianeti extrasolari rivelati al 14-2-2013 sono 862
Metodi indiretti
Con il metodo delle velocità radiali: 503 pianeti (82 sistemi multipli)
Con il metodo delle occultazioni (transiti): 292 Sistemi planetari
transitano davanti alla stella (36 sistemi multipli)
Con il metodo delle microlenti gravitazionali 16 pianeti (2 sistemi
multipli)
Metodi diretti
Con immagini 15 Sistemi planetari 32 pianeti (2 sistemi multipli)
Metodi radioastronomici (pulsar)
Con timing 6 Sistemi planetari 17 pianeti (3 sistemi multipli)
Fonte : http://exoplanet.eu
Le unità di misura dei pianeti extrasolari
Nel definire le caratteristiche dei Sistemi extrasolari questi si confrontano
con pianeti giganti del Sistema solare ed in particolare con Giove
g
(m/s2)
ρ
(g/cm3)
----
Dist (AU)
R/RT
M/MT
Terra
1
1
1
1
5,52
Giove
5,2
11
318
2,6
1,33
Saturno
9,5
9
95
0,93
0,69
Urano
19,2
4
15
0,79
1,29
Nettuno
30,1
4
17
1,12
1,64
Giove
Un’immagine di Giove osservato
da Terra con il Nord Optical
Telescope
Distanza dal Sole (U.A.) = 5,20
Distanza dal Sole (km) = 778 330 000
Periodo di rivoluzione (anni) = 11,862
Eccentricità = 0,048
Inclinazione rispetto all'eclittica = 1° 18'
Velocità orbitale media (km/sec) = 13,06
Massa (Terra = 1) = 317,938
Raggio equatoriale (km) = 71 492
Raggio equatoriale (Terra = 1) = 11,209
Densità media (Terra = 1) = 0,24
Accelerazione di gravità (Terra = 1) = 2,34
Velocità di fuga (km/sec) = 59,6
Periodo di rotazione = 9h 50m 28s
Inclinazione sul piano dell'orbita = 3,12°
Albedo = 0,52
Magnitudine visuale = -2,10
Numero satelliti = 63
Noto sin dall’antichità
La spettro elettromagnetico
Lo spettro elettromagnetico
Lo spettro elettromagnetico
Lo spettro visibile
Velocità della luce c [L/T], lunghezza di onda λ [L] e frequenza ν [1/T]
c=λν
Lo spettro visibile è quella parte dello spettro elettromagnetico che cade
tra il rosso e il violetto includendo tutti i colori percepibili dall'occhio
umano.
La lunghezza d'onda della luce visibile λ va indicativamente da 400 nm a
700 nm (1 nm=1 nanometro=10-9 m).
La massima sensibilità dell'occhio la si ha attorno ai 555 nm, dove si trova
il colore verde.
Effetto Doppler-onde sonore
L’effetto Doppler si ha con tutti i
moti ondulatori, sia quelli di
propagazione delle onde sonore
nell’aria che quelli di
propagazione delle onde
luminose nel vuoto
Onde sonore
Se siamo fermi ad un passaggio a
livello ed un treno viene verso di
noi fischiando
ascoltiamo un suono che sia fa
sempre più acuto in
avvicinamento
mentre diventa
sempre più grave in
allontanamento.
Effetto Doppler-onde luminose
Nel caso della “luce” emessa da un corpo celeste
1) se questi si avvicina essa appare, all’osservatore terrestre, come “più acuta”
cioè di frequenza più elevata e quindi “blu”
2) se invece si allontana essa appare di frequenza “più bassa” e quindi “rossa”
z = ∆ λ /λ0= Vr /c
z = spostamento Doppler delle righe spettrali
Vr = velocità radiale sorgente luminosa
c = velocità della luce circa 300 000 km/sec
∆ λ= differenza tra la lunghezza d’onda λe “emessa” e la λ0 “a riposo”
L’effetto Doppler-descrizione quantititativa
L' entità dello spostamento vale z = (
con
Δ λ/ λa riposo) = Vr / c
Δ λ = λ osservata - λ a riposo
La velocità, radiale, di allontanamento o avvicinamento è allora data da :
Vr = c ⋅ z
¾essendo c la velocità della luce nel vuoto (c ∼ 300000 km/sec);
¾
λ la lunghezza d' onda della luce
¾di frequenza
ν
¾e c = ν⋅z la relazione che lega queste due grandezze.
N.B. Qui non facciamo riferimento allo spostamento cosmologico verso il
rosso ma a meccanismi di spostamento Doppler nelle atmosfere delle
stelle!
I metodi di osservazione dei pianeti extrasolari
Perturbazioni gravitazionali sullo spettro
Il pianeta passando in prossimità della stella “perturba” la luminosità della stella stessa.
Questa perturbazione si può evidenziare come un effetto periodico sulla posizione delle
righe spettrali della stella purché sia più intensa delle sue perturbazioni cromosferiche e
coronali.
Perturbazioni gravitazionali sulla curva di luce (fotometriche o transiti)
Nel caso in cui il passaggio del pianeta avvenga lungo la linea di vista il pianeta eclissa
la stella. Le variazioni periodiche fotometriche dell’eclisse rivelano l’esistenza del pianeta.
Microlenti gravitazionali
I pianeti ruotando attorno alla stella deflettono la luce della stella stessa producendo
una amplificazione della luminosità osservata.
Metodi diretti
In alcuni casi particolari è persino possibile l’osservazione diretta dei pianeti separati
dalla stella.
Ricerca di radio emissione
Attorno ad alcune pulsar si osservano pianeti il cui effetto è di indurre sottoperiodi nel
periodo principale della Pulsar (radio)
Metodo spettroscopico
Velocità radiali
I metodi indiretti-perturbazioni gravitazionali
La spettroscopia
¾rilevazione indiretta metodo spettroscopico
Le tecniche spettroscopiche sono basate sulle misure degli spostamenti
periodici verso il blu o verso il rosso (per effetto Doppler) delle linee
spettrali della stella.
Spettroscopia e Pianeti extrasolari
La ricerca però è molto difficile in quanto è necessario misurare deboli variazioni periodiche nella
velocità radiale Vr di avvicinamento od allontanamento dei pianeti rispetto a noi.
Ad esempio se il Sistema solare venisse osservato da una distanza di 10 parsec mostrerebbe una
variazione nell' ampiezza di Vr
¾di 13 m/sec in un periodo orbitale (P=12 anni) Giove
¾di 0,3 m/sec in un periodo orbitale (P=84 anni) Urano
¾di 0,09 m/sec per un periodo orbitale (P=1 anno) Terra
Variazione di velocità radiale
¾rilevazione indiretta metodo spettroscopico
La stella, a causa del moto orbitale periodico dell'eventuale pianeta,
presenta una variazione di velocità radiale delle principali righe spettrali
osservabili nella sua atmosfera, di ampiezza Vr data da:
mp sen i
Vr ≈ -------------------MS2/3 P
1/3
dove :
¾ Vr = variazione della velocità radiale in km/sec
¾ mp = massa del pianeta (in unità di Masse Solari)
¾ MS = massa della stella (in unità di Masse Solari)= M/ M☼
¾ P = periodo dell'orbita del pianeta in anni
¾ i = inclinazione dell'orbita del pianeta rispetto al piano del cielo
La curva di velocità radiale
¾rilevazione indiretta metodo spettroscopico
¾ K= ampiezza dell’oscillazione della curva di velocità radiale
Variazione di velocità radiale con ampiezza Vr :
mp sen i
Vr ≈ -------------------Ms2/3 P
1/3
Oltre alla massa mpsen i ed al periodo
P con il metodo spettroscopico si
possono ricavare anche l’eccentricità e
ed il semiasse maggiore dell’orbita a
I limiti del metodo delle velocità radiali
1) Il metodo fornisce i parametri orbitali e, a, P, ma determina solo
approssimativamente la massa M del pianeta
2) Non dice nulla sul raggio R (a meno che non si osservino i transiti con il
metodo fotometrico)
3) Non dà informazioni sulla composizione del pianeta (con le dovute
eccezioni)
4) L’impossibilità di scendere sotto l’effetto Doppler termico legato alle
turbolenze cromosferiche della stella con Vr ~ 3-4 m/s
5) Si ha un marcato effetto di selezione: è più facile vedere grandi pianeti
(M>MG) vicini alla stella principale
6) Esiste un limite superiore alla massa dei pianeti extrasolari di ~13-14 MG
dopo di che si “sconfina” nelle fredde e quasi invisibili Nane Brune
I pianeti extrasolari-nomenclatura
I Pianeti extrasolari prendono il nome della stella principale a cui si aggiunge
una lettera latina (minuscola) a-b-c ....
es 55 Cancri la stella -Æ 55 Cancri a-b-c i tre pianeti extrasolari
Le immagini dei pianeti, escluse le mappe stellari, sono disegni elaborati sulla
base delle caratteristiche, in parte supposte in parte ricavate dalle osservazioni
Il sistema stellare 51 Pegasi
51 Pegasi
d=48 a.l.
G2IV (tipo
spettrale)
Sequenza
Principale
mv= 5,49
Massa~ 1,11 M๏
Età ~ 4 Gyr
T=5793 °K
R=1,17 R๏
[Fe/H]=0,2
L=1,32 L๏
Pegaso
Il sistema planetario 51 Pegasi b
Metodo spettroscopico velocità radiali
Aggiornato Enc 2010-11-09
Pianeta
51 Pegasi b
Scoperto nel
1995
Massa=m⋅sin i
0,468 MG masse di
Giove
Massa=m⋅sin i
149 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
0,052 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
4,32 giorni
Eccentricità
0
Il sistema planetario 51 Pegasi b - Hot Jupiters
Sole
Giove
Nel Sistema solare Giove dista dal Sole 5,2 Unità Astronomiche
La stella 51 Pegasi
Il Sistema extrasolare 51 Pegasi
Periodo orbitale=4,23077 giorni
Semi-asse maggiore dell’orbita=0,05 U.A.
Massa del pianeta ~ 0,468 Masse di Giove
Il pianeta 51 Pegasi b
Confronto tra la collocazione del pianeta Giove nel nostro Sistema solare (in
alto) e la disposizione planetaria nel Sistema extrasolare di 51 Pegasi b (in
basso)
Metodo fotometrico
Transiti
La stella HD 149026
HD 149026
d=78,9 pc=257 a.l.
Tipo spettrale G0 IV
mv=8,25
Massa=1,3 M๏
Età =2,0 Gyr
T= 6147 °K
R=1,497 R๏
[Fe/H]=0,36
L = 2,72 L๏
Il pianeta extrasolare HD 149026 b
Il sistema extrasolare in HD
149206 oltre che osservabile con
il metodo spettroscopico lo è
anche con il metodo fotometrico:
1. Ha un pianeta con una massa
pari a 0,356 M G cioè della taglia
di Saturno circa 1,22 MSaturno
2. Di questo pianeta extrasolare si
osservano le occultazioni sulla
stella centrale e questo permette
di determinare l’inclinazione del
piano dell’orbita rispetto al piano
del cielo per cui la misura della
massa e del raggio sono esatte !
Metodo delle
occultazioni
Il pianeta extrasolare HD 149026 b
Metodo spettroscopico velocità radiali
Pianeta
HD 149026 b
Scoperto nel
2005
Massa=m.sin i
0,356 MG masse di
Giove
Massa=m.sin i
113,2 MT masse
terrestri
Semiasse maggiore
orbita
0,043 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
2,876 giorni
Raggio
0,61 RG
Raggio
6,71 RT
Densità
1,4 gr/cm
Inclinazione
85,3°
Eccentricità
0
3
CoRoT 7b
La stella CoRoT 7
Nome
CoRoT-7
Distanza
150 (± 20) pc
Tipo spettrale
K0V
Mag apparente
11,7
Massa
0,93 M~
Età
~1,5 Gyr
Temp effettiva
5275 °K
Raggio
0,87 R~
Metallicità [Fe/H]
0,03
Asc.Retta Coord.
06 43 49
Decl. Coord.
-01 03 46
I pianeti extrasolari CoRoT 7b-7c
Immagine di fantasia
Curva fotometrica dell’occultazione
Nome
CoRoT-7 b (2009)
CoRoT-7 c (2009)
Massa
0,0151 (± 0,0025) MG= 4,7 MT
0,026 (± 0,003) MG= 8,37 MT
Densità
(r=4,65 gr/cm3 Terra =5,5)
Semiasse maggiore
0,0172 (± 0,00029) U.A.
0,046 U.A.
Periodo orbitale
0,853585 giorni
3,698 (± 0,003) giorni
Eccentricità
0
0
Raggio
0,15 (± 0,008) RG=1,65 RT
-
Ttransit
2454398,0767 (± 0,0015)
-
Inclinazione
80,1° (± 0,3)
-
Abitabilità stella
0,65 U.A. (K0V)
Radio emissione- Pulsar
PSR1257+12 - La stella centrale
Immagine della controparte ottica
di PSR 1257 +12
Scopritori
Wolszcan e Frail
Data
1992
Metodo
Ritardi negli impulsi radio
Stella centrale
PSR 1257=12
Tipo di stella
Pulsar
Periodo di rotazione
0,00621 sec
Distanza dal Sole
2630 anni luce, 806 pc
PSR1257+12a, b, c - I pianeti
Nel sistema stellare PSR 1257+12 si ha invece una situazione alquanto
singolare: la stella centrale, come del resto indica la sua sigla PSR, è una
Pulsar, ovvero una stella di neutroni in rapida rotazione attorno al proprio
asse. In particolare dato che il periodo è estremamente breve (0,00621
sec) si tratta di una Pulsar superveloce che si è formata in seguito all'
esplosione del "progenitore" producendo una supernova che ha spazzato
via tutto l' ambiente circostante.
Ecco allora che i tre pianeti osservati PSR 1257+12 a , PSR 1257+12 b, e
PSR 1257+12 c , sono freddi ed oscuri in quanto la catastrofica esplosione
stellare li ha spogliati delle loro atmosfere ed ha fuso completamente le
loro superfici per poi lasciarli al gelido freddo dello spazio interstellare.
Recentemente è stata pure supposta l'esistenza di un quarto pianeta PSR
1257+12 d, simile a Saturno a distanza ancora maggiore degli altri tre : a
circa 40 U.A.
Metodo ritardo radio della pulsazione del pulsar
PSR1257+12 b, c,d - Dati planetari
Pianeta
PSR 1257+12 b PSR 1257+12 c
PSR 1257+12d
Massa=m.sin
7x10 -5 MG
masse di Giove
0,013 MG masse
di Giove
0,012 MG masse
di Giove
Massa=m.sin i
MT masse
terrestri
4,134 MT masse
terrestri
3,816 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
0,19 U.A. (Unità
Astronomiche)
0,26 U.A. (Unità
Astronomiche)
0,46 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
25,26 giorni
66,54 giorni
98,211 giorni
53°
47°
0,0186
0,0252
i
Inclinazione
Eccentricità
0
Micro lenti gravitazionali
Il sistema planetario OGLE-05-BLG-006
Metodo microlenti gravitazionali
Il sistema planetario OGLE-05-390L-Nana Rossa
Metodo microlenti gravitazionali
Pianeta
OGLE-05-390l b
Scoperto nel
2005
Massa=m .sin i
0,017 M
di Giove
Massa=m .sin i
~5,7M T masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
2,1 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
3500 giorni
Eccentricità
---
Aggiornato Enc 2010-11-09
G
masse
OGLE-05-390L
d=21500 a.l. =6000 (± 1000) pc
Tipo spettrale M
mv=15,7
Massa=0,22 M๏
Età = ??
T=?? K
R=?? R๏
[Fe/H]= ??
L =?? L๏
Metodo diretto
Imaginig
Il sistema stellare 2M1207
Scopritori
Data
Metodo
Stella centrale
Tipo di stella
Chauvin, Lagrange et al
2005
imaging
2M1207
Sequenza principale-M8
Magnitudine apparente Stella
Massa Stella
Semiasse maggiore orbita
13
0,025 M~
220 anni luce- 70 pc
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema planetario 2M1207 b-Nana Bruna
Metodo
spettroscopico
velocità radiali
Pianeta
2M1207 b
Scoperto nel
2005
Massa=m.sin i
≥ 4 MG masse di
Giove
Massa=m.sin i
≥ 1272 MT masse
terrestri
Semiasse maggiore
orbita
46 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo Orbitale
1700 anni ?
Eccentricità
---
Il sistema planetario 2M1207 b
Il primo sistema
extrasolare
osservato
direttamente
La stella HR8799
HR8799
d=129 a.l.
KA5 (tipo
spettrale)
Sequenza
Principale
mv= 5,96
Massa~ 1,47 M๏
Età~0,5-0,7 Gyr
T=7430 °K
R=1,34 R๏
[Fe/H]=-0,47
L=4,92 L๏
Pegaso
I pianeti HR8799b-c-d-e
Pianeta
HR8799 e
HR8799 d
HR7999 c
HR7999 b
Scoperto nel
2008
2008
2008
2008
Massa
9 MG masse di
Giove
10 MG masse di
Giove
10 MG masse
di Giove
7 MG masse di
Giove
Massa
2860 MT masse
terrestri
3178 MT masse
terrestri
2224 MT masse
3178 MT
masse terrestri terrestri
Semiasse
maggiore
orbita
~14,5 U.A.
(Unità
Astronomiche)
~ 24 U.A.
(Unità
Astronomiche)
~ 38 U.A.
(Unità
Astronomiche)
~ 68 U.A.
(Unità
Astronomiche)
Periodo
orbitale
18000 giorni
36500 giorni
69000 giorni
170000 giorni
Periodo
orbitale
~ 100 anni
~ 190 anni
~ 460 anni
~ 460 anni
Raggio
-
1,2 R
1,3 R
1,1 R
-
< 0,4
G
G
Inclinazione
Eccentricità
< 0,4
Cintura asteroidale a circa 75 U.A.
< 0,4
G