C'E' VITA SUGLI ESOPIANETI?

1. C'E' VITA SUGLI ESOPIANETI? ØYSTEIN BAKKEN FRANCESCA BISCONTI ALESSANDRA COFANO GIOVANNI D’AGOSTO MARTIN VALEN JOHN VITUCCI

2. 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.

3. 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 Heating Cooling costante di irraggiamento A albedo d distanza stella-pianeta rP raggio pianeta TP temperatura pianeta

4. 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.

5. 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.

6. 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)

7. 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.

8. 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).

9. 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)

10. 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)

11. 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.

12. Metodi di caratterizzazione:transito primario Spettroscopia in trasmissione L’atmosfera planetaria assorbe parte dei fotoni provenienti dalla stella (Figura presa dalla tesi di Laurea di A. Cornia – Bologna 2007)

13. 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.

14. Metodi di caratterizzazione:transito primario Presenza di metano nell’atmosfera di HD 189733b (Swain, Vasiht e Tinetti: Nature 452, 329 (2008). 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. Model, water Model, water + methane

15. 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

16. Dalla direct imaging nel visibile e nell’IR alle proprietà fisiche del pianeta

17. Dagli spettri nel visibile e nell’IR alla presenza di vita

18. 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.

19. 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.

20. 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)

21. 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 Explorer- Coronographic Off Axis Space Telescope) - ALIVE (Autonomous Lunar Investigation of the Variable Earth) telescopio sulla luna - SIM Planet Quest (Space Interferometry Mission)

22. GAIA: (Marzo 2013) potrà rivelare pianeti gioviani a ~200pc e pianeti terrestri ad 1 AU dalla loro stella M distanti varie decine di ly

23. Missioni previste per ildirect imaging nell’IR NASA: Terrestrial Planet Finder – Interferometer (TPF-I) ESA: Darwin Tutti e due sono rinviati sine die

24. Missioni previste per ildirect imaging nel visibile ~ 2015? NASA Terrestrial Planet Finder – Coronograph (TPF-C) Rinviata sine die ESA

25. 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/

26. 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.

27. 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.

28. 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.

29. 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

30. H2O H2O H2O O2 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)

31. 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:

34. Informazioni sulla vita sugli esopianeti possono essere tratte dal Catalogo Schneider, consultabile on line all'indirizzo: http://exoplanet.eu/catalog.php