Planetologia ExtrasolareMetodi Osservativi II:

Metodi diretti e missioni spaziali

R.U. Claudi

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)

Osservazione Diretta

Current detectionsCurrent detections

Chauvin et al. 2006Chauvin et al. 2006

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.

Perche’ l’osservazione diretta?

La sfida dell’imaging diretto

Contrasto di Contrasto di luminositàluminosità

Jupiter/Sun = 10Jupiter/Sun = 10-8 -8 = 20 = 20 magmag

Earth/Sun = 10Earth/Sun = 10-10-10 = 25 = 25 magmag

Separazione angolare:Separazione angolare:Jupiter = 0.5 arcsec @ 10 pcJupiter = 0.1 arcsec @ 50 pc

Selezione del range di lunghezza d’onda

G2V star at 10 pc

Reflected

light

Intrinsicemissio

n

V-NIR:Ground

FIR:Space

Atmosfera + speckles

Ottica Adattiva

Differential Imaging

Diffrazione

Coronagrafo (Lyot, Apodizing Masks)

Interferometria (Nulling, 4-quadrant)

IMAGING AD ALTO CONTRASTO

Problemi e tecniche:

No AO

SR=0.90 Straylight+high order diffractiondominated

Seeingdominated

FWHM=0.4 arcsec

Sky dominated noise

Backgrounddominatednoise

Noise e range di lunghezza d’onda (I)

Usefulregions

Space ground

Space>>ground

Noise e range di lunghezza d’onda (II)

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.

Le 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).

Rimozione del rumore dovuto alle speckle

From Racine et al. 1999

Pattern residuo dovuto

a:

-Dipendenza dalla

lunghezza d’onda delle

speckle

- Cammino ottico

diverso

Differential Imaging

Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25

Spectral Differential ImagingSpectral 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

Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25

……next three yearsnext three yearsGPIGPI

AO+Coronography+IFSR~45 Δλ: 0.95 -2.20µmCryogenic1st Light 2011

http://gpi.berkeley.edu/

AO+Coronography+IFSR~50 Δλ: 0.95 -1.65 µmIFS no cryogenic1st Light 2011

SPHERESPHERE

SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18

Consorzio

INAF/ (Padova Observatory, I)INAF/ (Padova Observatory, I)

MPIA (Heidelberg, D)MPIA (Heidelberg, D)

Observatoire de Genève (CH)Observatoire de Genève (CH)

ETH (Zürich, CH) ETH (Zürich, CH)

NOVA (Amsterdam, NL)NOVA (Amsterdam, NL)

ASTRON (Amsterdam, NL)ASTRON (Amsterdam, NL)

CNRS/LAOG (Grenoble, F)CNRS/LAOG (Grenoble, F)

CNRS/LAM (Marseille, F)CNRS/LAM (Marseille, F)

CNRS/LESIA (Paris, F)CNRS/LESIA (Paris, F)

CNRS/LUAN (Nice, F)CNRS/LUAN (Nice, F)

ONERA (Paris, F)ONERA (Paris, F)

SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18

Visione d’insieme

SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18

Lo strumentoBeam

control, calibration

Tip-tilt

DMDichro

WFS

DTTS

NIR Corono

IRDIS IFS

ZIMPOL

Vis Corono

SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18

Integral Field Spectrograph

SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18

Detection simulationDetection simulation

This simulated planet has a contrast of This simulated planet has a contrast of

3x103x10-7 -7 at 0.7 arcsecat 0.7 arcsec

SPHERE – Catania 2008 March 18SPHERE – Catania 2008 March 18

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)

Ph

ase A

EP

ICS

Con

str

ucti

on

Survey

Con

str

ucti

on

Su

rvey

Ph

ase A

SP

HER

E2002

2008

2010

2016

2018

•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.

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

Coronografo di Lyot

Impedisce a parte della luce di passare nel treno ottico

Forgiato in modo da bloccare l’immagine di difrazione del telescopio

Residuo del disco circumstellare dopo il processo di formazione planetaria

Possono segnalare la presenza di un pianeta

DISCHI DI POLVERE: Debris disksDebris disks

Dischi attorno a stelle con pianeti conosciuti. Determinazione dell’inclinazione e massa del pianeta.

?

AU Mic (GJ 803)

Nana M

Eta’ = 12 ± 4 Myr

distanza: circa 10 pc

disco di 0.01 MEarth

T = 40 K (cold)

Asimmetrie SE-NW e oltre 35 AU: presenza di un pianeta?

Immagine all’infrarosso con coronografo presa al Keck.

DISCHI DI POLVERE: Debris disksDebris disks

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.

LA PRESENZA DI PIANETI PUO’ ESSERE ‘SEGNALATASEGNALATA’ DA STRUTTURE NEI DEBRIS DISKDEBRIS DISK

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

Dallo Spazio?

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

DISI Darwin

Infrared Space Interferometry

Aperture: 4 ÷6X1 m Baseline=50m 6m<<17m

Nulling Interferometry

ESA Fridlund 2000

TPF Terrestrial Planet Finder

Baseline: 75m ÷1Km NASA Beichmann 1998

ST -3 Space Technology 3

Aperture: 2X12 cm Baseline: 1 Km

NASA

SIM Space Interferometry Mission

Baseline: 10m Δα~m

NASA

Tabella 1 :Missioni spaziali basate sulla tecnica interferometrica

Missioni spaziali per la visualizzazione di pianeti extrasolari

Progetti spaziali di misure astrometriche

Missione Agenzia Lancio nr stelle Vlim accuratezza (mas)HIPPARCOS ESA 1989 120000 12 1SIM NASA 2005 >20000 20 0.003GAIA ESA 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

Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25

Corot & KeplerCorot & Kepler

Firenze 2009 March 25Firenze 2009 March 25

PLATOPLATO- fully dioptric design- 11cm pupil, 28°x28° field- FPA: 4 CCDs 35842, 18- 40 normal telescopes: full frame CCDs

cadence 25s8 ≤ mV ≤ 14

- 2 « fast » telescopes:frame transfer CCDs

cadence 2.5s4 ≤ mV ≤ 8

- overlapping line-of-sight concept- 2 long pointings (3 yrs)- 1 yr step & stare