15 Maggio 2010
Meeting EAN European Astrosky Network
San Giovanni in Persiceto
Moderni metodi di ricerca ed osservazione dei pianeti extrasolari
Bedogni Roberto
INAF Osservatorio Astronomico di Bologna
http://naomi.bo.astro.it/bedogni
email: [email protected]
Oltre il Sistema solare
Distanze e dimensioni -le stelle entro 12 anni luce
Distanze e dimensioni -le stelle entro 50 anni luce
Lo strano “caso” della Stella di Barnard
Nella foto a sinistra la posizione della stella di Barnard nel 1950, a destra
la posizione nel 1997.
Nel settembre del 1916 apparve, dapprima sull’Astronomical Journal e,
poco dopo, su Nature, un articolo riguardante la scoperta di una stella,
apparentemente insignificante, che però mostrava un grande “moto
proprio”.
Lo notò l’astronomo E.E. Barnard, da cui la stella prese il nome stella di
Barnard, misurando un moto proprio di 10.29” secondi d’arco per anno
Limite superiore alla massa di un pianeta
Nane Brune scoperte
Nane Brune
Titolo
Nome della Nana
Bruna
Tipo
spettrale
Coordinate
RA/Dec
Note
Prima N.B
scoperta
Gliese 229 B
T6.5
06h10m34.62s 21°51'52.1"
1994
M8
3h47m18.0s
+24°22'31"
1995
12h07m33.47s 39°32'54.0"
Prima verifica
Teide 1
Prima con un
planemo
2MASSW J1207334393254
M8
Sistema binario
Epsilon Indi Ba, Bb
T1 + T6
Sistema triplo
DENIS-P J020529.0115925 A/B/C
L5, L8 and
T0
Tardo tipo
spettrale
ULAS J0034-00
T9
2007
Con emissione X
Cha Halpha 1
M8
1998
Con brillamenti
X
LP 944-20
M9V
Distanza:
3.626pc
02h05m29.40s 11°59'29.7"
03h39m35.22s 35°25'44.1"
1999
Lo spettro della Nana Bruna Gliese 229 b
La scoperta dei pianeti extrasolari
16 Cygni B
47 Ursae Majoris
55 Cancri
51 Pegasi
70 Virginis
Gliese 229
Fino a 14 anni fa non esistevano prove dell'esistenza di pianeti in orbita intorno
a stelle esterne al Sistema Solare.
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 300 Sistemi
extrasolari
sono
stati scoperti e …
siamo solo all’inizio.
L’Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari
Dove trovare le informazioni sui pianeti extrasolari?
Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari (in italiano)
All’indirizzo web: http://exoplanet.eu/catalog.php
Sistemi extrasolari confermati
I candidati pianeti extrasolari rivelati al 26-3-2010 sono 442
Metodi indiretti
Con il metodo delle velocità radiali:
351 Sistemi planetari
(412 pianeti 41 sistemi multipli)
Con il metodo delle occultazioni: 71 pianeti extrasolari
transitano davanti alla stella (71 pianeti 3 sistemi multipli)
Con il metodo delle microlenti gravitazionali 9 Sistemi planetari (10 pianeti 1
sistema multiplo)
Con timing 6 Sistemi planetari (9 pianeti
2 sistemi multipli)
Metodi diretti
Con immagini 9 Sistemi planetari (11 pianeti 1 sistema multiplo)
Fonte : http://exoplanet.eu/catalog.php
Lo spettro visibile
Velocità della luce c [L/T], lunghezza di onda  [L] e frequenza  [1/T]
c=
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  va indicativamente da 400 nm a
700nm (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 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
L' entità dello spostamento vale z = (  / 
con   = 
osservata
a riposo)
= Vr / c
-  a riposo
La velocità, radiale,di allontanamento o avvicinamento è allora data
da :
Vr = c· z
essendo c la velocità della luce nel vuoto (c = 3· 105 km/sec);
  la lunghezza d' onda della luce
di frequenza 
e c =  ·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 indiretti-La spettroscopia
rilevazione indiretta metodo spettroscopico
Le tecniche spettroscopiche sono basate sulle misure degli spostamenti
verso il blu o verso il rosso (per effetto Doppler) delle linee spettrali
particolarmente intense, osservate nello spettro della stella principale.
Variazione di velocità radiale
rilevazione indiretta metodo spettroscopico
La stella, a causa del moto orbitale dell'eventuale pianeta, presenta una
variazione di velocità radiale delle principali righe spettrali osservabili
nella sua atmosfera, di ampiezza Vr (il simbolo
~ significa
proporzionale) data da:
mp sen i
Vr ~ -------------------Mstar
2/3
P
1/3
dove :
 Vr = variazione della velocità radiale in km/sec
 mp = massa del pianeta (in unità di Masse Solari)
 Mstar = massa del stella (in unità di Masse Solari)
 P = periodo dell' orbita del pianeta in anni
 i = inclinazione dell' orbita del pianeta rispetto al piano del cielo
La curva di velocità radiale
rilevazione indiretta metodo spettroscopico
 K = ampiezza dell’oscillazione della curva di velocità radiale
Variazione di velocità radiale con ampiezza Vr :
mp sen i
Vr ~ -------------------Ms
2/3
P
1/3
La spettroscopia permette di individuare i Pianeti
extrasolari
La ricerca però è molto difficile in quanto è necessario misurare deboli
variazioni nella velocità radiale Vr di avvicinamento dei pianeti rispetto a noi.
Ad esempio se il Sole venisse osservato da una distanza di 10 parsec
mostrerebbe una variazione nell' ampiezza di Vr
 di 13 m/sec in un periodo orbitale
(P=12 anni) per un pianeta come Giove
di 0,3 m/sec in un periodo orbitale
(P=84 anni) per un pianeta come Urano
di 0,09 m/sec per un periodo orbitale (P=1 anno) per un pianeta come la Terra
Le unità di misura dei pianeti extrasolari
Nel definire le caratteristiche dei Sistemi extrasolari il termine di confronto
e’ fornito dai pianeti giganti del Sistema solare ed in particolare da Giove
g m/s
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
2
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
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 non dice nulla sul raggio R
e la composizione del pianeta
2) l’impossibilità di scendere sotto l’effetto Doppler termico legato alle
turbolenze cromosferiche della stella con Vr ~ 3-4 m/s
3) Attualmente ci si può spingere a rilevare pianeti Nettuno-Saturniani entro
1 U.A.
4) Un marcato effetto di selezione : è più facile vedere grandi pianeti (M>
Mg) vicini alla stella principale
5) 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
22
I pianeti extrasolari
Le immagini qui riportate, escluse le mappe stellari, sono disegni
elaborati sulla base delle caratteristiche, in parte supposte in parte
misurate, dei pianeti extrasolari.
Il sistema stellare 51 Pegasi ed il suo pianeta
La stella 51 Pegasi
Posizione- nella cost. di Pegaso a
50 a.l. dal Sole
Il pianeta 51 Pegasi b
Massa = M·sen i=140 Mt=0,46 Mg
Periodo orbitale=4,23 giorni
D
pianeta-stella=7,5
ml km=0.05 U.A.
Diametro=0,35-1,35 D
Giove
Temperatura = 1300 o K
L’osservazione di 51 Pegasi b
Scoperto nell’ottobre 1995
Il sistema extrasolare-51 Pegasi b
Sole
Giove
Nel Sistema solare Giove dista dal Sole 5,2 Unità Astronomiche
La stella 51 Pegasi
Il Sistema extrasolare 51 Pegasi
Periodo orbitale=4,2 giorni
Semi-asse maggiore dell’orbita=0.05 U.A.
Massa del pianeta ~ 0,46 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)
Il sistema stellare 47 Ursae Majoris ed i suoi pianeti
La stella 47 Ursae Majoris
Posizione- nella cost. di U.M. a 46 a.l.
dal Sole
Il pianeta 47 Ursae Majoris B
Massa = M·sen i= 760 Mt=2,54 Mg
Periodo orbitale=1089 giorni ~3 anni
D
pianeta-stella=314
ml km=2,1 U.A.
Temperatura diurna = -80 o C
Scoperto nel gennaio 1996
Nel 2001 è stato scoperto un altro
pianeta 47 Ursa Majoris C
Massa= M·sen i = 240 Mt=0,76 Mg
L’osservazione di 47 Ursae Majoris
D
pianeta-stella=558
ml km=3,73 U.A.
Periodo orbitale=2594 giorni ~ 7 anni
Il sistema stellare HD 209458 ed il suo pianeta
HD 209458
d=14,4 a.l.
Tipo spettrale G0 V
mv=7,65
Massa=1,01 M๏
Età = 4 Gyr
T=5942 K
R=1,12 R๏
[Fe/H]= 0,04
L =1,61 L๏
Il pianeta extrasolare era già stato scoperto
con il metodo delle velocità radiali
Il sistema stellare HD 209458 ed il suo pianeta
Nel 1999 è stato scoperto il pianeta HD
209458a
a semiasse maggiore = 0,045 U.A.
Periodo orbitale=3,524 giorni
Eccentricità orbita = 0,07
Dal Momento che si osserva un transito
è possibili determinare l’ inclinazione
dell’orbita rispetto al piano del cielo
I = 86,67 gradi
calcolare esattamente la massa
Massa= M·sen i = 219 Mt=0,69 Mg
E dare una stima del suo raggio
R= 1,32 Rg
Il sistema stellare Gliese 581
Immagini di fantasia di Gliese
581b
Tipo di stella variabile BY
Darconis-nella Lira
d=20 a.l.
Tipo spettrale M3V
mv=10,56
Massa=0,31 M๏
Età = 4,3 Gyr
T=3480 K
R=0,38 R๏
[Fe/H]= -0,33
L =0,013 L๏
Il sistema planetario triplo Gliese 581
Pianeta
Gliese 581 b
Gliese 581 c
Gliese 581 d
Scoperto nel
2005
2007
2007
Massa=m .sin i
0,0492 M G
masse di Giove
0,0158 M G
masse di Giove
0,0243 M G
masse di Giove
Massa=m .sin i
~ 15,64 M T
masse terrestri
~ 5,02 M T
masse terrestri
~ 7,8 M T masse
terrestri
Distanza dalla
Stella:
0,041 UA (Unità
Astronomiche)
0,073 UA (Unità
Astronomiche)
0,25 UA (Unità
Astronomiche)
Periodo Orbitale:
5,3683 (±
0,0003) giorni
12,932 (± 0,007) 83,6 (± 0,7)
giorni
giorni
Eccentricità:
0,02 (± 0,01)
0,16 (± 0,07)
0,2 (± 0,1)
Gliese 581 e la zona di abitabilità
COROT 7b
COROT la stella
Nome
CoRoT-7
Distanza
150 (± 20) pc
Tipo spettrale
K0V
Mag apparente
11.7
Massa
0.93 (± 0.03) Msun
Età
1.5 (−0.3+0.8) Gyr
Temp effettiva
5275 (± 75) K
Raggio
0.87 (± 0.04) Rsun
Metallicità [Fe/H]
0.03 (± 0.06)
Asc.Retta Coord.
06 43 49
Decl. Coord.
-01 03 46
COROT 7b-7c
Nome
CoRoT-7 b (2009)
CoRoT-7 b (2009)
Massa
0.0151 (± 0.0025) MJ
4.7 MT (densità 5.5 gr/cm 3)
0.0264 (± 0.0028) MJ
8.37 MT
Semi asse
maggiore
0.0172 (± 0.00029) AU
0.046 AU
Periodo orbitale
0.853585 (± 2.4e-05) d
3.698 (± 0.003) d
Eccentricità
0
0
Raggio
0.15 (± 0.008) RJ
1.65 RT
-
Ttransit
2454398.0767 (± 0.0015)
-
Inclinazione
80.1 (± 0.3) deg.
-
Pianeti extrasolari osservati oggi e progetti futuri
Giove
Saturno
Urano e
Nettuno
Terra e
Venere
Marte
Giove a
5.5 UA
Saturno
a 9.5 UA
Il telescopio Keplero
Il telescopio Keplero
Il telescopio Keplero
La Missione Kepler è un programma di ricerca astronomica sviluppato dalla
NASA.
Esso è costituito da un satellite artificiale, chiamato Kepler, costituito da un
fotometro e messo in un'orbita eliocentrica parzialmente sovrapposta a
quella terrestre.
Sarà il primo strumento capace di cercare pianeti della dimensione della
Terra e anche più piccoli al di fuori dei confini del nostro Sistema solare.
Sarà in grado di osservare la luminosità di oltre 100.000 stelle per più di
quattro anni. Osservando tale luminosità si potranno identificare eventuali
pianeti grazie al metodo del transito.
Secondo i ricercatori, tale missione potrà portare alla scoperta di molte
centinaia di pianeti.
Il telescopio Kepler è stato correttamente lanciato in orbita da Cape
Canaveral alle 3:49 UTC del 7 marzo 2009 (ora locale: 22:49 del 6 marzo)
Indirizzi Web
•I pianeti extrasolari: la pagina dell’autore di quest’articolo dedicata
all’argomento.
http://www.bo.astro.it/~bedogni/
•The Extrasolar Planets Enciclopaedia contiene le pagine web più
complete relative alla ricerca dei pianeti extrasolari ed è ricca di
informazioni e cataloghi, (in inglese e francese).
http://www.obspm.fr/encycl/encycl
•The Extrasolar Planetary Foundations con pagine web interessanti
rivolte anche alla problematica della ricerca della vita extraterrestre (in
inglese)
http://www.planetarysystems.org/overview.html
•Cataloghi sui Pianeti extrasolari si trovano (in inglese) anche nelle
pagine http://www.princeton.edu/~willman/planetary_systems/
•La ricerca dei pianeti extrasolari (in inglese)
http://exoplanets.org/index.html
•Le stelle più vicine con i pianeti extrasolari (in inglese)
http://www.solstation.com/index.html
La presentazione è terminata