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Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi II: Metodi diretti e missioni spaziali

Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi II: Metodi diretti e missioni spaziali. R.U. Claudi. Osservazione Diretta. Difficoltà : - enorme differenza di luminosità tra la stella e il pianeta (10 8 volte nel caso Sole-Giove)

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Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi II: Metodi diretti e missioni spaziali

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Presentation Transcript

  1. Planetologia Extrasolare Metodi Osservativi II: Metodi diretti e missioni spaziali R.U. Claudi

  2. Osservazione Diretta 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)

  3. Current detections Chauvin et al. 2006

  4. Perche’ l’osservazione diretta? 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.

  5. La sfida dell’imaging diretto Contrasto di luminosità Jupiter/Sun = 10-8 = 20 mag Earth/Sun = 10-10 = 25 mag Separazione angolare: Jupiter = 0.5 arcsec @ 10 pc Jupiter = 0.1 arcsec @ 50 pc

  6. G2V star at 10 pc Intrinsic emission Reflected light FIR: Space V-NIR: Ground Selezione del range di lunghezza d’onda

  7. IMAGING AD ALTO CONTRASTO No AO FWHM=0.4 arcsec Seeing dominated Straylight+high order diffraction dominated SR=0.90 Problemi e tecniche: Atmosfera + speckles  Ottica Adattiva  Differential Imaging Diffrazione  Coronagrafo (Lyot, Apodizing Masks)  Interferometria (Nulling, 4-quadrant)

  8. Noise e range di lunghezza d’onda (I) Background dominated noise  Sky dominated noise

  9. Noise e range di lunghezza d’onda (II) Space  ground Useful regions Space>>ground

  10. Le Speckle 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.

  11. Rimozione del rumore dovuto alle 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).

  12. Differential Imaging • Pattern residuo dovuto a: • Dipendenza dalla lunghezza d’onda delle speckle • - Cammino ottico diverso From Racine et al. 1999

  13. Spectral 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

  14. …next three years GPI http://gpi.berkeley.edu/ SPHERE AO+Coronography+IFS R~45 Δλ: 0.95 -2.20µm Cryogenic 1st Light 2011 AO+Coronography+IFS R~50 Δλ: 0.95 -1.65 µm IFS no cryogenic 1st Light 2011

  15. Consorzio CNRS/LAOG (Grenoble, F) CNRS/LAM (Marseille, F) CNRS/LESIA (Paris, F) CNRS/LUAN (Nice, F) ONERA (Paris, F) INAF/ (Padova Observatory, I) MPIA (Heidelberg, D) Observatoire de Genève (CH) ETH (Zürich, CH) NOVA (Amsterdam, NL) ASTRON (Amsterdam, NL)

  16. Visione d’insieme

  17. Lo strumento Tip-tilt Beam control, calibration DM Dichro WFS Vis Corono DTTS NIR Corono ZIMPOL IFS IRDIS

  18. Integral Field Spectrograph

  19. Detection simulation This simulated planet has a contrast of 3x10-7 at 0.7 arcsec

  20. 2002 Phase A Construction 2008 Phase A SPHERE 2010 EPICS Survey Construction 2016 Survey 2018 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)

  21. Coronagrafi Lo scopo di un coronografo e’ quello di bloccare la luce della sorgente brillante centrale per poter osservare la sorgente debole vicina. • 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.

  22. Coronografo di Lyot Forgiato in modo da bloccare l’immagine di difrazione del telescopio Impedisce a parte della luce di passare nel treno ottico

  23. DISCHI DI POLVERE: Debris disks • Residuo del disco circumstellare dopo il processo di formazione planetaria • Possono segnalare la presenza di un pianeta ? Dischi attorno a stelle con pianeti conosciuti. Determinazione dell’inclinazione e massa del pianeta.

  24. DISCHI DI POLVERE: Debris disks AU Mic (GJ 803) • Nana M • Eta’ = 12 ± 4 Myr • distanza: circa 10 pc Immagine all’infrarosso con coronografo presa al Keck. • disco di 0.01 MEarth • T = 40 K (cold) Asimmetrie SE-NW e oltre 35 AU: presenza di un pianeta?

  25. LA PRESENZA DI PIANETI PUO’ ESSERE ‘SEGNALATA’ DA STRUTTURE NEI DEBRIS DISK 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.

  26. Dallo Spazio? Con telescopi terrestri da 8 – 10 m possono essere osservati solo pianeti Gioviani. Per ottenere dati su pianeti terrestri occorre utilizzare satelliti

  27. 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

  28. Missioni spaziali per la visualizzazione di pianeti extrasolari

  29. Progetti spaziali di misure astrometriche Missione Agenzia Lancio nr stelle Vlim accuratezza (mas) HIPPARCOSESA 1989 120000 12 1 SIMNASA 2005 >20000 20 0.003 GAIAESA 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

  30. Corot & Kepler

  31. PLATO - fully dioptric design - 11cm pupil, 28°x28° field - FPA: 4 CCDs 35842, 18 - 40 normal telescopes: full frame CCDs cadence 25s 8 ≤ mV ≤ 14 - 2 « fast » telescopes: frame transfer CCDs cadence 2.5s 4 ≤ mV ≤ 8 - overlapping line-of-sight concept - 2 long pointings (3 yrs) - 1 yr step & stare

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