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

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

Planetologia ExtrasolareMetodi Osservativi I:

Introduzione e metodi indiretti

R.U. Claudi

Page 2: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

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

SPHERE RATSSARG

Page 3: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Descrizione tecnica:La velocità radiale di una stella in orbita attorno al baricentro delsistema stella-pianeta varia nel tempo con una semiampiezza Kdata 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 GioveK ~ 0.1 m/s per pianeti con massa simile alla Terra

Prospettive:Ottime per studiare pianeti giganti non troppo distanti dalla stella centrale

Risultati:Circa 200 pianeti extrasolari scoperti finora con massa simile a Giove

Velocità Radiali

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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

Curva di velocità per una stella con pianeta

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Le velocità vengono misurate confrontando la posizione delle righe spettrali della stella rispetto a quella misurata in laboratorioProblema:

Piccoli spostamenti dell’immagine della stella sulla fenditura di ingresso dello spettrografo possono causare errori importanti nelle misureSoluzioni:a)“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

Misure di Velocità Radiali ad alta precisione

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- Wavelength calibration using a simultaneous Th-lamp- Radial velocity from the minimum of the CCF (fitted using a gaussian):CCF = l x,o pl,x,o(v) fx,o

where:fx,o = value of the 2-D spectrum for the order o at the pixel location xpl,x,o = fraction of the l-th line of the template which falls into the pixel (x,0) at the velocity v

High precision radial velocities using fibers

The Cross Correlation Function (CCF)

Baranne et al. 1996, A&AS, 119, 373

Page 7: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Misure di velocità radiale con la cella assorbente

La cella allo iodio del SARG

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SARG Spectra with I2 Absorbing cell

Page 9: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Schema del processo di estrazione della velocità radiale con il metodo della cella assorbente

SPETTRO I2 FTS

PSF

DECONVOLUZIONE

DOPPLER

Iobs()=K[TI2() IS(+)]*PSF

STELLA + CELLA 2

Vr

STELLA B + CELLA

STELLA

TEMPLATE STELLA

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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)

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where:VRMS = error in radial velocity variationsQ = spectrum quality factor =RQ0(spectral type), R being resolutionNe- = 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 starStel= telescope area (cm2)tot = total efficiencytexp = exposure time (s)V = visual magnitude

Photon noise limit to radial velocity determinations

from Bouchy et al. 2001, A&A, 374, 733

VRMS = c /(Q Ne-)

Page 12: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

from Bouchy et al. 2001, A&A, 374, 733

Lunghezza d’onda

Rotazione

Risoluzione

Dipendenze del fattore di qualita’

Page 13: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Accuratezza della Velocita’ Radiale (HARPS)

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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

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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)

Convezione: le stelle nane sono piu’ semplici

Le variazioni di velocità radiale scalano con la radice quadrata del numero di celle convettive

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Saar, Butler &Marcy, 1998, ApJ, 498, L153

Activity: radial velocity jitter

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Dati ottenuti al SARG per Procione ( CMi)(Claudi et al. 2005)

Asterosismologia e pulsazioni stellari

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Programmi sulle velocità radiali di alta precisioneFIBRE

- 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)

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•Fourier Transforms•Wavelet Analysis•Autocorrelation analysis•Other methods

Metodi Numerici per l’analisi Metodi Numerici per l’analisi delle Serie Temporalidelle Serie Temporali

Page 20: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Fourier analysis attempts to fit a seriesof sine curves with different periods,amplitudes, and phases to a set of data.

Algorithms which do this performmathematical transforms from thetime “domain” to the period (orfrequency) domain.

f (time) F (period)

Analisi di FourierAnalisi di Fourier

Page 21: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

For a given frequency (where =(1/period))the Fourier transform is given by

F () = f(t) exp(i2t) dt

Recall Euler’s formula:exp(ix) = cos(x) + isin(x)

The Fourier TransformThe Fourier Transform

Page 22: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Fourier AlgorithmsFourier 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

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Ara system a P M e (AU) (d) (Mj) d 0.09 9.55 0.045 0.0 b 1.5 638 1.7 0.31c? 2.3? 1300? 2.3? 0.8

Santos et al. 2005, A&A

Il primo pianeta roccioso

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VERSO I PIANETI TERRESTRI: SCOPERTE RECENTI

Scoperto un pianeta con la massa di Nettuno:

Planet Msini Period Mearth days

µ Arae c 14 9.555 Cnc e 14 2.8 The 4th planet in the system

GJ 436 b 21 2.6 M dwarf primary

Santos et al. 2004

Pianeti rocciosi con atmosfere

spesse?

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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

Oscillazioni Apparenti

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Confronto tra il metodo astrometrico e quello delle

velocità radiali

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VLTI – PRIMAPRIMA 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

Astrometria da Terra

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TransitiDescrizione tecnica: Rivelazione del transito del disco del pianeta su quello dellastella. La diminuzione della luce (approssimativamente lastessa in tutte le bande) è proporzionale al quadrato del rapporto dei diametri. Permette la misura del raggio delpianeta, 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)

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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.

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Probabilita’ geometrica di transito

R*

d(t)

a cosi

aa cosi R*+Rp

Condizione geometrica

Inclinazione orientata a caso e cos i varia in modo casuale da 0 a 1

*

0* * *1

0

(cos )(cos )

(cos )

pR R

a

P Pd iR R R R R

P ia a ad i

+

+ +≤ = = ≈

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Probabilita’ geometrica di transito

Page 33: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Durata del transito

R*

a cosiLa 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

( )2 2 2* cos2

arcsin2

Pn

R R a iPt

⎛ ⎞+ −⎜ ⎟=⎜ ⎟⎝ ⎠

RP

a>>R* >>Rp

22* *cosn

R PRPt i

a a ⎛ ⎞= − ≤⎜ ⎟⎝ ⎠

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Durata del transito

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Profondità del transito

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

Doppler

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Risultati dai transiti

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PROGRAMME D F/# Ω0.5 Nx Ny CCD Pixel sky star d stars

planets cm deg # arcsec mag mag pc 103 /months1 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.

Alcune delle Survey di Transiti

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Problemi relativi alle Survey di transitiStatistica (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)

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FALSI ALLARMI I: Nane M in eclisse

Aur 1097: V=11.2 B-V= 0.2P=3.80 giornitn=3.7 hrConsistente 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

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FALSI ALLARMI II: Eclissi radenti

Aur 4922: V=12.0 B-V= 0.4P=1.52 giornitn=2.0 hrV-shaped

Binaria spettroscopica

Charbonneau et al 2004

F/F=0.021

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FALSI ALLARMI III:Binaria ad eclisse inquinata

Aur 3549: V=11.6 B-V= 1.1P=2.41 giornitn=4.3 hrConsistente con transito di un pianeta giovianoQuasi V shaped

Binaria ad eclisse con una stella brillante nella PSF dello strumento

Charbonneau et al 2004

F/F=0.028

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Progetto: Radial velocities And Transits Search

Correcting Plate 670 mm (UBK7)

Spherical Mirror 920 mm (Duran-50 Schott)

Focal Length 2150 (f/3.2)

Curvature Radius

(215010) mm

Scale 95.94 arcsec/mm

Un-vignetted Field

3°25’

CCDLORAL 2k2k thick (15.0 m) oppure EEV 2kX6k (13.5 m)

FoV (Projected pixel)

49’ 49’ (1.44 arcsec)

C.ma Echar Echelle Fiber Feed Spectrograph

“Prima luce” 2005

Collaborazione:

INAF OAPD DAPD DFPD

INAF OACT ESA (Eddington)

INAF OANA DAFI

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Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25

Star flux

Wavelength

Trasparencies…and Trasparencies…and spectraspectra

Page 45: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25

~ 1%

Star flux

Wavelength

~ Rp2/Rs

2

Trasparencies…and Trasparencies…and spectraspectra

Page 46: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25

~0,01%

~ 1%

Wavelength

Star flux Seager & Sasselov, 2000

~ Rp2/Rs

2

~ Anulus/Rs2

Trasparencies…and Trasparencies…and spectraspectra

Page 47: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25

Secondary TransitSecondary TransitStar+Planet

Flux

+

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Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25

Tinetti et al., Nature, 448, 163, 2007

T = 500 K

T = 2000 K

Spitzer Space Telescope-InfraRed Array Camera (IRAC) of HD189733b

Water, different T-P

T = 1200 KT = 1200 K

Page 49: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25

Trasparencies…and spectraTrasparencies…and spectra

Tinetti & Beaulieu, 2009

HD189733b

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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 oggettiImpossibilità di osservare una seconda volta il fenomeno

Microlente Gravitazionale

Page 51: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

2 S bE

b

R d d

d dϑ

⎛ ⎞−= ⎜ ⎟

⎝ ⎠

Microlensing

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Curve di Luce

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EROS Experience de

Recherche d'Objects Sombres

Aubourg 1993

OGLE Optical

Gravitational Microlensing

Udalski et al. 1993

MACHO Massive Compact

Halo Objects Alckock et al. 1993

DUO Disk Unseen Objects

Alord 1996

Microlensing Team for Planet Searches

PLANET Probing Lensing

Anomalies NETwork

Albrow et al. 1996

MPS Microlensing Planet

Search Rhie et al. 1999

EXPORT Extra Solar Planet

Observational Research

Progetti sulle microlenti

Page 54: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53(Bond et al. 2004, ApJL, 606, L155)

First detection of an extrasolar planet with microlensing

Page 55: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Curva di Luce

Singola lente

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Magnification mapOGLE 2003-BLG-235

OGLE

MOA

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Pianeti Scoperti con il Metodo delle μ-lenti

PianetaM

(MJ)P

(day)a

(UA)e

I(deg

)Scoperta

OGLE-05-071Lb 0.9 2900 3.6 - - 2005

OGLE-05-169Lb 0.04 3300 2.8 - - 2005

OGLE-05-390Lb 0.017 3500 2.1 - - 2005

OGLE235/MOA53 b 1.5 4700 5.1 - - 2004

OGLE-06-109-L b 0.71 1825 2.3 2008

OGLE-06-109-L c0.27 5100 4.6

0.11

59 2008

Update 2008 April

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Misura precisa dei tempi di arrivo (TOA:Time of arrival) dei pulsi di una pulsar.

Il moto riflesso della pulsar causato dalla presenza di un corpo orbitante produce ritardi o anticipi nei TOAs.

TIMING: Variazioni dei periodi delle pulsar

1

*1

1*

1

( ) ( )

0

( ) ( )

n

j jj

n

j jj

t t c Z t

M Z m Z

t t cM m Z

=

=

=−

+ =

=

∑o

Z(t)

Page 59: Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi I: Introduzione e metodi indiretti R.U. Claudi

Candidati pianeti intorno alle Pulsar

PianetaM

(MJ)P

(day)a

(UA)e

I(deg

)Scoperta

PSR 1257+12 b

6.2910-5 25.262 0.19 0 - 1992

PSR 1257+12 c

0.013 66.542 0.36 0.019 53 1992

PSR 1257+12 d

0.012 98.211 0.46 0.025 47 1992

PSR 1620+26b

2.5 100 y 23 0 55 1994