ØYSTEIN BAKKEN
FRANCESCA BISCONTI
ALESSANDRA COFANO
GIOVANNI D’AGOSTO
MARTIN VALEN
JOHN VITUCCI
CONCETTO DI ZONA ABITABILE
Data una stella si chiama Habitable Zone (HZ) l’intervallo di distanze dall’astro in cui
un pianeta roccioso potrebbe avere acqua liquida in superficie.
Le possibilità di trovare un
pianeta abitabile attorno ad
una stella blu sono molto
basse a causa del loro alto
flusso di UV e brevi tempi di
vita nella sequenza principale.
Le stelle più rosse sono invece
poco ospitali, perché la loro HZ
è molto vicina alla stella
impedendo la formazione di
un’atmosfera.
Criteri di abitabilità
La Temperatura efficace del pianeta
è determinata dalla condizione d'equilibrio tra
l'energia luminosa che investe il pianeta
riscaldandolo e quella che esso perde per
irraggiamento.
Heating
Cooling
costante di irraggiamento
A albedo d distanza stella-pianeta rP raggio pianeta
TP temperatura pianeta
Dall'uguaglianza H = C si ottiene la temperatura del pianeta,
che deve essere però corretta tenendo conto dell'effetto
serra dovuto ai gas atmosferici.
Ad esempio per la Terra si ottiene,
con A = 0.3, una Te = 255 K
sostanzialmente inferiore
al valore osservato Te = 288 K.
La differenza è dovuta all'opacità dell'atmosfera alle
lunghezze d'onda dell'infrarosso, dove la Terra ha il
massimo della sua emissione termica:
i gas atmosferici (in particolare il CO2 e l'H2O)
contribuiscono a mantenere il calore sulla superficie.
HZ circumstellare
Con l’evoluzione e il variare
della luminosità della stella la HZ
si sposta.
Si introduce allora il concetto di
HZ continua, l’intervallo di
distanze dalla stella in cui un
pianeta roccioso potrebbe
avere acqua liquida per un
certo tempo.
HZ circumstellare
I limiti interni ed esterni della zona di abitabilità si trovano alle distanze dalla stella
dove il pianeta perde tutta l'acqua liquida dalla superficie attraverso
l'evaporazione e dove un'atmosfera di CO2 riesce a mantenere una temperatura
superficiale di almeno 0°C (a pressioni di 8*10^5 Pa)
In figura è riportato il sistema Gliese
581 rispetto alla HZ. Il pianeta Gliese
581c (il secondo da sinistra) si trova
nella HZ solo se possiede un albedo
molto alto (tra 0.89 e 0.90). Il pianeta
Gliese 581d ha più probabilità di
essere abitabile, una piccola presenza
di gas serra potrebbe spingere la HZ
più all’esterno.
Figura presa da Selsis, Kasting, Levrard, et. al. Astron. Astrophys. 476, 1373 (2007)
ECCEZIONI ALLA HZ
Un pianeta potrebbe essere abitabile
anche fuori dalla HZ, se la vita può ricevere
energia da sorgenti interne come il satellite
di Giove Europa, che è esterna alla zona
abitabile del Sole.
HZ GALATTICA
Intervallo di distanze d dal centro galattico in cui si verificano le
condizioni migliori per lo sviluppo della vita.
•Zona con metallicità
abbastanza alta, (d<11,5
kpc). La metallicità decresce
andando verso l’esterno
della galassia.
•Protezione da minacce
galattiche molto più intense
al centro (d>4.5 kpc)
(radiazioni pericolose da
buchi neri).
METODI DI SCOPERTA DELLA VITA
- Esplorazione diretta (per ora un razzo inviato
dalla Terra impiegherebbe almeno 60 mila anni
per visitare un pianeta extrasolare)
- Comunicazioni radio (Progetti SETI e CETI)
- Spettri del pianeta (acqua, ossigeno, ozono,
metano, clorofilla. Occorrono grandi telescopi)
Spettroscopia
Unico strumento per
indagare le proprietà delle
atmosfere planetarie
Studio dell’interazione tra i
fotoni stellari e il pianeta
(Slide presa dalla tesi di Laurea di A. Cornia –
Bologna 2007)
Dallo spettro si capisce la
composizione chimica
dell’atmosfera del
pianeta.
L’energia di una
molecola è data da
Etot = Eem + Evibr + E rot
Con Eem>>Evibr>>Erot
Per questo si hanno le
bande molecolari.
Metodi di caratterizzazione:
transito primario
Spettroscopia in trasmissione
(Figura presa dalla tesi di Laurea di A. Cornia – Bologna 2007)
L’atmosfera
planetaria
assorbe parte dei
fotoni provenienti
dalla stella
Metodi di caratterizzazione:
transito primario
Scoperta di vapore acqueo nell’atmosfera di HD 189733b
(Tinetti e al. 2007).
Osservazioni di un transito
primario a tre differenti
lunghezze d’onda nell’IR (3,6;
5,8 e 8 μm) hanno mostrato
variazioni della frazione di
luce occultata dovute
all’assorbimento di radiazione
da parte di molecole di
vapore presenti
nell’atmosfera.
Metodi di caratterizzazione:
transito primario
Presenza di metano nell’atmosfera di HD 189733b
(Swain, Vasiht e Tinetti: Nature 452, 329 (2008).

Model, water
Model, water + methane
Un numero maggiore di
osservazioni nel NIR (in
questo caso da 1,4 a 2,5
μm) hanno permesso di
scoprire la presenza di
metano. Come si vede in
figura il modello che
corrisponde meglio ai dati
osservati prevede la
presenza di acqua e
metano.
Come riconoscere la vita
Nel caso di presenza di acqua ma assenza di
ozono, si può supporre che:
• La biosfera produca ossigeno per fotosintesi,
ma è troppo presto finché sia visibile
• La biosfera non si comporta come quella
terrestre
• La biosfera vive nel sottosuolo e non influenza
la superficie
Dalla direct imaging nel visibile e nell’IR alle
proprietà fisiche del pianeta
Dagli spettri nel visibile e nell’IR alla
presenza di vita
Strumenti già disponibili per cercare la vita su
esopianeti
VLT
Cerro Paranal, Cile: 8.2 m a 2640 m di
altitudine; otterrà immagini di esopianeti
nel vicino infrarosso (0.78 μm ÷ 5 μm),
potendo rivelare un pianeta tipo Giove
a 5 AU dalla sua stella a 15 ly.
KECK
Mauna Kea, Hawaii: multimirror
equivalente a 9.8 m; può rivelare un
pianeta tipo Giove a 19 AU dalla sua
stella a 200 ly.
COROT E KEPLER
Le missioni Kepler (2009) e
COROT(2007) sono state
progettate per rivelare col metodo
fotometrico pianeti terrestri
durante il transito sulle loro stelle,
fornendo la prima misura del
manifestarsi di pianeti rocciosi e di
giganti ghiacciati.
PRIMI RISULTATI DI KEPLER
D.W. Latham et al., analizzando i
sistemi con candidati multipli
hanno trovato 115 stelle con 2
pianeti, 45 con 3, 8 con 4, 1 con 5
e 1 con 6 per un totale di 170
sistemi con 408 pianeti.
Confrontati con gli 827 sistemi con
solo un pianeta, i multipli sono il
17% del totale con un terzo di tutti
i pianeti scoperti da Kepler.
(submitted to ApJ Letters il 20
marzo 2011)
Progetti Futuri
- GAIA (Satellite Astrometrico)
- TPF-C (Terrestrial Planets Finder)
- DARWIN (InfraRed Space Interferometer)
- ELT (Extremely Large Telescope)
- JWST (James Webb Space Telescope)
- SEE-COAST (Super Earth ExplorerCoronographic Off Axis Space Telescope)
- ALIVE (Autonomous Lunar Investigation of the
Variable Earth) telescopio sulla luna
- SIM Planet Quest (Space Interferometry Mission)
GAIA: (Marzo 2013)
potrà rivelare pianeti
gioviani a ~200pc e
pianeti terrestri ad 1 AU
dalla loro stella M
distanti varie decine di
ly
Missioni previste per il
direct imaging nell’IR
NASA: Terrestrial Planet Finder – Interferometer (TPF-I)
ESA: Darwin
Missione
Raggio spettrale
Sistema ottico
Orbita
Limite prestazione
Distanza; specie
TPF
Medio infrarosso
Interferometro lineare,
elementi di 4 m
1 UA
Sfondo locale zodiacale
15 pc;
O3, CH4, H2O, CO2
IRSI/Darwin
Medio infrarosso
Interferometro a due
dimensioni,
elementi di 1.5 m
5 UA
Nubi esozodiacali
15 pc;
O3, CH4, H2O, CO2
Tutti e due sono
rinviati sine die
Missioni previste per il
direct imaging nel visibile
~ 2015?
ESA
NASA
Terrestrial Planet Finder –
Coronograph (TPF-C)
Rinviata sine die
EELT, European Extremely Large Telescope, con un diametro di 39 m,
che dovrebbe fare le prime osservazioni nel 2020.
http://www.eso.org/sci/facilities/eelt/owl/
L’ESA aveva proposto OWT
(OverWhelmingly Telescope), da 100 m
(2000 tasselli da 2 m), che rivelerebbe un
pianeta simile alla Terra a diverse decine di ly,
ma il progetto, molto costoso, è stato
rimandato a tempi migliori.
I grandi telescopi usano
ottica adattiva per rimuovere
il rumore d'atmosfera.
Con ottica adattiva, si può
avere quasi la stessa risoluzione
come con un satelite nello
spazio per una frazione del costo.
Ed è anche più semplice fare
riparazioni e aggiornamenti dopo
l'inizio del programma.
SIM Planet Quest:
Determinazione della distanza e della posizione di migliaia di stelle
centinaia di volte più preciso dei programmi precedenti, e conseguente
rivelazione di pianeti di tipo terrestre.
Un interferometro nella banda visibile
misurerà il ritardo nel cammino ottico. La
precisione per stelle più luminose di V=10
sarà di 1.5 as. SIM cercherà pianeti rocciosi
più pesanti di 3 Masse terrestri orbitanti tra
0.1 e 2 UA attorno a ~250 stelle AFGKM
distanti meno di 20 pc. Determinando
masse, orbite e molteplicità di pianeti dello
stesso sistema permetterà di iniziare l’era di
caratterizzazione dei pianeti rocciosi. Le
scoperte di SIM potranno essere
approfondite con le missioni d’imaging TPF
(Terrestrial Planet Finder) e Darwin.
Obiettivi di SEE COAST:
• Progettato per lavorare in banda visibile.
• Rivelare la luce riflessa da pianeti gassosi di R>3RT (Super Terre) che
distano dalla loro stella (di tipo G) da 1 a 5 AU.
• Rivelare quindi la presenza di atmosfera attorno ad essi.
Progetto ALIVE:
• Posizionamento di un telescopio sulla Luna: un telescopio per direct
imaging (λ/Δλ=200) e 3 per spettroscopia (λ/Δλ=250).
• Studio della variabilità del nostro pianeta per capire quali proprietà
dovranno avere gli strumenti destinati allo studio degli esopianeti.
• Lavorerà nell’ottico e nel vicino infrarosso: 0.4 μm< λ<1.7 μm
Simulazione delle prestazioni di
SEE-COAST
Super-Terra a 1 AU
•Tempo di
esposizione: 10
giorni
•λ/Δλ = 40
•Tipo di stella: K5V
(Figura presa dalla tesi di
Laurea di A. Cornia –
Bologna 2007)
H2O
H2O
H2O
O2
CONCLUSIONI
La missione KEPLER ha permesso di scoprire un certo
numero di pianeti extrasolari simili alla Terra.
Con le missioni future (SIM, Darwin, TPF…) ci si aspetta
che i risultati della ricerca di pianeti con le condizioni
adatte ad ospitare la vita siano ancora più soddisfacenti .
Inviando un’astronave su un esopianeta scelto con cura,
supponendo che su di esso la vita si sia evoluta fino al
livello degli eucarioti, si potrebbero ricevere immagini
come queste:
Informazioni sulla vita sugli esopianeti possono essere tratte
dal Catalogo Schneider, consultabile on line all'indirizzo:
http://exoplanet.eu/catalog.php