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Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti

Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti. R.U. Claudi. SARG. RATS. SPHERE. M. Perryman, 2001 (from: http://www.obspm.fr/encycl/searches.html ). Velocità Radiali. Descrizione tecnica :

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Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti

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  1. Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

  2. SARG RATS SPHERE M. Perryman, 2001(from: http://www.obspm.fr/encycl/searches.html)

  3. Velocità Radiali Descrizione tecnica: La velocità radiale di una stella in orbita attorno al baricentro del sistema stella-pianeta varia nel tempo con una semiampiezza K data da: K=(2π/P)1/3 (Mp sin i)/(Mp+M*)2/3 1/(1-e2)1/2 Difficoltà: K ~ 10 m/s per pianeti con massa simile a Giove K ~ 0.1 m/s per pianeti con massa simile alla Terra Risultati: Circa 200 pianeti extrasolari scoperti finora con massa simile a Giove Prospettive: Ottime per studiare pianeti giganti non troppo distanti dalla stella centrale

  4. Curva di velocità per una stella con pianeta La curva di velocità radiale di 51 Peg da Mayor e Queloz (1995, a destra) e da Marcy e Butler (a sinistra), e quella dal SARG

  5. Misure di Velocità Radiali ad alta precisione • Le velocità vengono misurate confrontando la posizione delle righe spettrali della stella rispetto a quella misurata in laboratorio • Problema: • Piccoli spostamenti dell’immagine della stella sulla fenditura di ingresso dello spettrografo possono causare errori importanti nelle misure • Soluzioni: • “Scrambling dell’immagine” usando fibre ottiche: metodo usato dal gruppo svizzero di Mayor (ELODIE, HARPS): precisione circa 10 m/s (1995 – 2002) fino a 1 m/s (2003) • b) Sovrapposizione di righe dovute ad un gas a riposo rispetto all’osservatore (cella assorbente, in genere allo iodio); metodo usato da altri gruppi (Marcy & Butler, Texas, ESO, SARG): • precisione circa 2-3 m/s, in funzione del software usato

  6. High precision radial velocities using fibers The Cross Correlation Function (CCF) Baranne et al. 1996, A&AS, 119, 373 • - Wavelength calibration using a simultaneous Th-lamp • Radial velocity from the minimum of the CCF (fitted using a gaussian): • CCF = l x,opl,x,o(v) fx,o • where: • fx,o = value of the 2-D spectrum for the order o at the pixel location x • pl,x,o = fraction of the l-th line of the template which falls into the pixel (x,0) at the velocity v

  7. Misure di velocità radiale con la cella assorbente La cella allo iodio del SARG

  8. SARG Spectra with I2 Absorbing cell

  9. SPETTRO I2 FTS STELLA B + CELLA PSF DECONVOLUZIONE STELLA TEMPLATE STELLA DOPPLER Iobs()=K[TI2() IS(+)]*PSF 2 STELLA + CELLA Vr Schema del processo di estrazione della velocità radiale con il metodo della cella assorbente

  10. DATA ANALYSIS SOFTWARE: AUSTRAL • Developed by M. Endl • Used in the discovery of several planets at ESO and McDonald (ι Hor, ε Eri, γ Cep)

  11. Photon noise limit to radial velocity determinations VRMS = c /(Q Ne-) where: VRMS = error in radial velocity variations Q = spectrum quality factor =RQ0(spectral type), R being resolution Ne- =total number of photons detected in the useful spectral range Ne- = F* Stel tot texp /2.512V where: F*=photons/cm2s for a V=0 star Stel= telescope area (cm2) tot = total efficiency texp = exposure time (s) V = visual magnitude from Bouchy et al. 2001, A&A, 374, 733

  12. Lunghezza d’onda Risoluzione Rotazione Dipendenze del fattore di qualita’ from Bouchy et al. 2001, A&A, 374, 733

  13. Accuratezza della Velocita’ Radiale (HARPS)

  14. Difficoltà intrinseche delle survey di ricerca di pianeti con il metodo delle velocita’ radiali • Molteplicità • Radial velocity jitter dovuto ad attività e convezione • Pulsazioni Stellari

  15. Convezione: le stelle nane sono piu’ semplici Le variazioni di velocità radiale scalano con la radice quadrata del numero di celle convettive Andamento dello scatter della velocità radiale in funzione della magnitudine assoluta per stelle lungo il ramo delle giganti rosse (da Setiawan et al. 2004, A&A, 421, 241)

  16. Activity: radial velocity jitter Saar, Butler &Marcy, 1998, ApJ, 498, L153

  17. Asterosismologia e pulsazioni stellari Dati ottenuti al SARG per Procione ( CMi) (Claudi et al. 2005)

  18. Programmi sulle velocità radiali di alta precisione • FIBRE • - Coralie ed Euler Telescopes (Svizzera, numerosi pianeti) • - Elodie (Svizzera-Francia, numerosi pianeti) • - Advanced Fibre-Optic Echelle (USA) • Spectrashift (USA, astrofili, 1 pianeta) • HARPS (ESO dal 2003) • CELLA • - Lick e Anglo-Australian Planet Search Programs (USA e Australia, numerosi pianeti) • - Extrasolar Planets Discovery (San Francisco, numerosi pianeti) • - ESO Coudè Echelle Spectrometer (ESO, 1 pianeta) • - McDonald Observatory (USA, numerosi pianeti) • - SARG (Italia, un candidato pianeta) • ALTRO • - Fringing Spectrometers for Planet Search (USA, test in laboratorio) • - Absolute Astronomical Accelerometry (Francia, in costruzione)

  19. Metodi Numerici per l’analisi delle Serie Temporali • Fourier Transforms • Wavelet Analysis • Autocorrelation analysis • Other methods

  20. Analisi di Fourier Fourier analysis attempts to fit a series of sine curves with different periods, amplitudes, and phases to a set of data. Algorithms which do this perform mathematical transforms from the time “domain” to the period (or frequency) domain. f (time)  F (period)

  21. The Fourier Transform For a given frequency (where =(1/period)) the Fourier transform is given by F () =  f(t) exp(i2t) dt Recall Euler’s formula: exp(ix) = cos(x) + isin(x)

  22. Fourier Algorithms • Discrete Fourier Transform: the classic algorithm (DFT) • Fast Fourier Transform: very good for lots of evenly-spaced data (FFT) • Date-Compensated DFT: unevenly sampled data with lots of gaps (TS) • Periodogram (Lomb-Scargle): similar to DFT

  23. Il primo pianeta roccioso Santos et al. 2005, A&A  Ara system a P M e (AU) (d) (Mj) d 0.09 9.55 0.045 0.0 b 1.5 638 1.7 0.31 c? 2.3? 1300? 2.3? 0.8

  24. VERSO I PIANETI TERRESTRI: SCOPERTE RECENTI Scoperto un pianeta con la massa di Nettuno: Planet Msini Period Mearth days µ Arae c 14 9.5 55 Cnc e 14 2.8 The 4th planet in the system GJ 436 b 21 2.6 M dwarf primary Pianeti rocciosi con atmosfere spesse? Santos et al. 2004

  25. Oscillazioni Apparenti Descrizione tecnica: Una stella in orbita attorno al baricentro del sistema stella-pianeta appare compiere sul piano del cielo un ellisse con semiasse maggiore α (in arcsec) dato da: α = (Mp/M*) (a/d) dove Mp ed M* sono le masse del pianeta e della stella, a è il semiasse maggiore dell’orbita in AU e d è la distanza in pc Difficoltà: α ~ 10-4 arcsec (limite di HIPPARCOS ~10-3 arcsec) Prospettive: Buone per scoprire pianeti giganti a grandi distanze dalla stella centrale. Soprattutto dallo spazio

  26. Confronto tra il metodo astrometrico e quello delle velocità radiali

  27. Astrometria da Terra VLTI – PRIMA PRIMA permette di fare osservazioni interferometriche simultanee di due oggetti con separazione fino ad 1 arcmin (angolo isoplanatico). Permette una astrometria relativa con precisione dell’ordine dei arcsec utilizzando le differenze di fase fra le frange generate da due sorgenti vicine osservate con VLTI. L’accuratezza e’ di circa 10 arcsec e la magnitudine limite e’ di circa K=10 usando AT e 13 usando UT

  28. Transiti Descrizione tecnica: Rivelazione del transito del disco del pianeta su quello della stella. La diminuzione della luce (approssimativamente la stessa in tutte le bande) è proporzionale al quadrato del rapporto dei diametri. Permette la misura del raggio del pianeta, e quindi una prima interpretazione astrofisica Difficoltà: Il pianeta ha un diametro da 10 (Giove) a 100 (Terra) volte inferiore a quello della stella. Quindi la diminuzione della luce è piccola: rilevabile da Terra per i pianeti giganti, mentre osservazioni dallo spazio sono necessarie per i pianeti terrestri Risultati: Il transito di 46 pianeti (aprile 2008)

  29. Nel caso (raro) in cui l’orbita del pianeta passi davanti al disco della stella, potrebbe verificarsi un’eclisse, registrabile come una piccolissima variazione di luce.

  30. Probabilita’ geometrica di transito a cosi Condizione geometrica a cosi  R*+Rp a d(t) R* Inclinazione orientata a caso e cos i varia in modo casuale da 0 a 1

  31. Probabilita’ geometrica di transito

  32. Durata del transito La durata di un transito e’ la frazione del periodo orbitale durante la quale la distanza proiettata d fra i centri del pianeta e della stella e’ minore della somma dei raggi a cosi RP R* a>>R* >>Rp

  33. Durata del transito

  34. Profondità del transito

  35. HD 209458, il cui pianeta era stato già rivelato con l’effetto Doppler

  36. Risultati dai transiti

  37. Alcune delle Survey di Transiti PROGRAMME D F/# Ω0.5 Nx Ny CCD Pixel sky star d stars planets cm deg # arcsec mag mag pc 103 /months 1 PASS 3.6 1.4 108.21 1.0 1.0 15 98.22 5.6 9.2 78 11 3.7 2 WASP0 6.4 2.8 8.84 2.0 2.0 1 15.54 9.6 11.8 246 2 0.8 3 ASAS-3 7.1 2.8 11.21 2.0 2.0 2 13.93 9.9 12.0 272 5 1.7 4 PPS 10.0 2.8 5.66 2.0 2.0 1 9.94 10.6 12.7 373 3 1.1 5 STARE 10.0 2.9 6.03 2.0 2.0 1 10.67 10.5 12.7 362 3 1.1 6 PSST 10.7 2.8 5.29 2.0 2.0 1 9.29 10.8 12.9 397 3 1.2 7 HATnet 11.0 1.8 13.86 2.0 2.0 3 14.06 9.9 12.5 335 14 4.8 8 SWASP 11.1 1.8 15.86 2.0 2.0 4 13.94 9.9 12.5 338 19 6.5 9 Vulcan 12.0 2.5 7.04 4.0 4.0 1 6.19 11.6 13.4 497 12 4.1 10 RAPTOR 7.0 1.2 39.11 2.0 2.0 4 34.38 7.9 11.1 179 17 5.8 11 RAPTOR-F 14.0 2.8 4.19 2.0 2.0 1 7.37 11.3 13.4 498 4 1.4 12 BEST 19.5 2.7 3.01 2.0 2.0 1 5.29 12.0 14.2 668 5 1.8 13 Vulcan-S 20.3 1.5 6.94 4.0 4.0 1 6.10 11.7 14.1 642 24 8.5 14 SSO/APT 50.0 1.0 2.46 0.8 1.1 1 9.40 10.7 14.6 798 6 2.0 Ω0.5 gradi e’ la radice quadrata del campo di vista del telescopio. Nessuno dei campi e’ quadrato. D parsec e’ la distanza a cui un transito con R=Rjup e P=4 giorni attraversa una stella G2V e’ osservator con un S/N di 10. Star mag e’ la magnitudine limite per questo evento.

  38. Problemi relativi alle Survey di transiti Statistica (solamente 1/1000 delle stelle di tipo solare puo’ mostrare transiti: grandi aree di cielo o magnitudini deboli) Accuratezza Fotometrica (errore <0.01 mag per pianeti giganti, <0.0001 mag per pianeti terrestri; il secondo valore raggiungibile solo dallo spazio a causa della scintillazione) Copertura temporale Falsi allarmi (<1/10 dei candidati sono confermati come pianeti in transito: sono richiesti follow-up con la tecnica delle high precision radial velocities)

  39. FALSI ALLARMI I: Nane M in eclisse Aur 1097: V=11.2 B-V= 0.2 P=3.80 giorni tn=3.7 hr Consistente con transito di un pianeta gioviano F/F=0.019 Curva di velocita’ radiali (precisione 1 km/s) Ampiezza 20 km/s Charbonneau et al 2004

  40. FALSI ALLARMI II: Eclissi radenti Aur 4922: V=12.0 B-V= 0.4 P=1.52 giorni tn=2.0 hr V-shaped F/F=0.021 Binaria spettroscopica Charbonneau et al 2004

  41. FALSI ALLARMI III:Binaria ad eclisse inquinata Aur 3549: V=11.6 B-V= 1.1 P=2.41 giorni tn=4.3 hr Consistente con transito di un pianeta gioviano Quasi V shaped F/F=0.028 Binaria ad eclisse con una stella brillante nella PSF dello strumento Charbonneau et al 2004

  42. Progetto: Radial velocities And Transits Search “Prima luce”2005 C.ma Echar Echelle Fiber Feed Spectrograph Collaborazione: INAF OAPDDAPD DFPD INAF OACT ESA (Eddington) INAF OANA DAFI

  43. Trasparencies…and spectra Star flux Wavelength

  44. Trasparencies…and spectra Star flux ~ 1% ~ Rp2/Rs2 Wavelength

  45. Trasparencies…and spectra Star flux Seager & Sasselov, 2000 ~ 1% ~ Rp2/Rs2 ~0,01% ~ Anulus/Rs2 Wavelength

  46. Secondary Transit Star+Planet Flux +

  47. Spitzer Space Telescope-InfraRed Array Camera (IRAC) of HD189733b T = 2000 K T = 1200 K Water, different T-P T = 500 K Tinetti et al., Nature, 448, 163, 2007

  48. Trasparencies…and spectra HD189733b Tinetti & Beaulieu, 2009

  49. Microlente Gravitazionale Descrizione tecnica: Il metodo delle microlenti si basa sul fenomeno di curvatura della traiettoria dei fotoni a causa del campo gravitazionale di un corpo prossimo ad essa Difficoltà: Necessità di tenere sotto osservazione moltissimi oggetti Impossibilità di osservare una seconda volta il fenomeno

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