Planetologia Extrasolare Le proprietà fisiche dei pianeti Extrasolari R.U. Claudi.
Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi II: Metodi diretti e missioni spaziali
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Planetologia ExtrasolareMetodi Osservativi II:
Metodi diretti e missioni spaziali
R.U. Claudi
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)
Osservazione Diretta
Current detectionsCurrent detections
Chauvin et al. 2006Chauvin et al. 2006
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.
Perche’ l’osservazione diretta?
La sfida dell’imaging diretto
Contrasto di Contrasto di luminositàluminosità
Jupiter/Sun = 10Jupiter/Sun = 10-8 -8 = 20 = 20 magmag
Earth/Sun = 10Earth/Sun = 10-10-10 = 25 = 25 magmag
Separazione angolare:Separazione angolare:Jupiter = 0.5 arcsec @ 10 pcJupiter = 0.1 arcsec @ 50 pc
Selezione del range di lunghezza d’onda
G2V star at 10 pc
Reflected
light
Intrinsicemissio
n
V-NIR:Ground
FIR:Space
Atmosfera + speckles
Ottica Adattiva
Differential Imaging
Diffrazione
Coronagrafo (Lyot, Apodizing Masks)
Interferometria (Nulling, 4-quadrant)
IMAGING AD ALTO CONTRASTO
Problemi e tecniche:
No AO
SR=0.90 Straylight+high order diffractiondominated
Seeingdominated
FWHM=0.4 arcsec
Sky dominated noise
Backgrounddominatednoise
Noise e range di lunghezza d’onda (I)
Usefulregions
Space ground
Space>>ground
Noise e range di lunghezza d’onda (II)
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.
Le 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).
Rimozione del rumore dovuto alle speckle
From Racine et al. 1999
Pattern residuo dovuto
a:
-Dipendenza dalla
lunghezza d’onda delle
speckle
- Cammino ottico
diverso
Differential Imaging
Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25
Spectral Differential ImagingSpectral 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 25Firenze 2009 March 25
……next three yearsnext three yearsGPIGPI
AO+Coronography+IFSR~45 Δλ: 0.95 -2.20µmCryogenic1st Light 2011
http://gpi.berkeley.edu/
AO+Coronography+IFSR~50 Δλ: 0.95 -1.65 µmIFS no cryogenic1st Light 2011
SPHERESPHERE
SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18
Consorzio
INAF/ (Padova Observatory, I)INAF/ (Padova Observatory, I)
MPIA (Heidelberg, D)MPIA (Heidelberg, D)
Observatoire de Genève (CH)Observatoire de Genève (CH)
ETH (Zürich, CH) ETH (Zürich, CH)
NOVA (Amsterdam, NL)NOVA (Amsterdam, NL)
ASTRON (Amsterdam, NL)ASTRON (Amsterdam, NL)
CNRS/LAOG (Grenoble, F)CNRS/LAOG (Grenoble, F)
CNRS/LAM (Marseille, F)CNRS/LAM (Marseille, F)
CNRS/LESIA (Paris, F)CNRS/LESIA (Paris, F)
CNRS/LUAN (Nice, F)CNRS/LUAN (Nice, F)
ONERA (Paris, F)ONERA (Paris, F)
SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18
Visione d’insieme
SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18
Lo strumentoBeam
control, calibration
Tip-tilt
DMDichro
WFS
DTTS
NIR Corono
IRDIS IFS
ZIMPOL
Vis Corono
SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18
Integral Field Spectrograph
SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18
Detection simulationDetection simulation
This simulated planet has a contrast of This simulated planet has a contrast of
3x103x10-7 -7 at 0.7 arcsecat 0.7 arcsec
SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18
The future out of there…
EPICS: a planet finder for E-ELT
Consortium: ESO (PI), LAOG, LAM, LESIA, LUAN, Oxford Un., INAF-OAPD, ETH Zur.
2-year Phase A study funded by FP7 and ESO (2008-2009)
Ph
ase A
EP
ICS
Con
str
ucti
on
Survey
Con
str
ucti
on
Su
rvey
Ph
ase A
SP
HER
E2002
2008
2010
2016
2018
•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.
CoronagrafiLo scopo di un coronografo e’ quello di bloccare la luce della sorgente brillante centrale per poter osservare la sorgente debole vicina.
Coronografo di Lyot
Impedisce a parte della luce di passare nel treno ottico
Forgiato in modo da bloccare l’immagine di difrazione del telescopio
Residuo del disco circumstellare dopo il processo di formazione planetaria
Possono segnalare la presenza di un pianeta
DISCHI DI POLVERE: Debris disksDebris disks
Dischi attorno a stelle con pianeti conosciuti. Determinazione dell’inclinazione e massa del pianeta.
?
AU Mic (GJ 803)
Nana M
Eta’ = 12 ± 4 Myr
distanza: circa 10 pc
disco di 0.01 MEarth
T = 40 K (cold)
Asimmetrie SE-NW e oltre 35 AU: presenza di un pianeta?
Immagine all’infrarosso con coronografo presa al Keck.
DISCHI DI POLVERE: Debris disksDebris disks
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.
LA PRESENZA DI PIANETI PUO’ ESSERE ‘SEGNALATASEGNALATA’ DA STRUTTURE NEI DEBRIS DISKDEBRIS DISK
Con telescopi terrestri da 8 – 10 m possono essere osservati solo pianeti Gioviani.Per ottenere dati su pianeti terrestri occorre utilizzare satelliti
Dallo Spazio?
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
DISI Darwin
Infrared Space Interferometry
Aperture: 4 ÷6X1 m Baseline=50m 6m<<17m
Nulling Interferometry
ESA Fridlund 2000
TPF Terrestrial Planet Finder
Baseline: 75m ÷1Km NASA Beichmann 1998
ST -3 Space Technology 3
Aperture: 2X12 cm Baseline: 1 Km
NASA
SIM Space Interferometry Mission
Baseline: 10m Δα~m
NASA
Tabella 1 :Missioni spaziali basate sulla tecnica interferometrica
Missioni spaziali per la visualizzazione di pianeti extrasolari
Progetti spaziali di misure astrometriche
Missione Agenzia Lancio nr stelle Vlim accuratezza (mas)HIPPARCOS ESA 1989 120000 12 1SIM NASA 2005 >20000 20 0.003GAIA ESA 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
Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25
Corot & KeplerCorot & Kepler
Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25
PLATOPLATO- fully dioptric design- 11cm pupil, 28°x28° field- FPA: 4 CCDs 35842, 18- 40 normal telescopes: full frame CCDs
cadence 25s8 ≤ mV ≤ 14
- 2 « fast » telescopes:frame transfer CCDs
cadence 2.5s4 ≤ mV ≤ 8
- overlapping line-of-sight concept- 2 long pointings (3 yrs)- 1 yr step & stare