I pianeti extrasolari - Osservatorio Astronomico di Bologna

I pianeti extrasolari
Primo Levi-Roberto Bedogni
UNO SGUARDO ALLE STELLE, PIANETI, GALASSIE: INTRODUZIONE
ALL’ASTRONOMIA
Bedogni Roberto INAF Osservatorio Astronomico di Bologna
http://www.bo.astro.it/~bedogni/primolevi/
email: [email protected]
I pianeti extrasolari
NB le immagini
riportate dei
pianeti
extrasolari NON
sono, salvo
esplicita
indicazione,
immagini «reali»
ma «artwork»
Oltre il Sistema solare
Luce e distanze
Luce – Astronomia -Informazione
Tutto ciò che osserviamo nel cielo notturno è la
“luce” emessa o riflessa dai corpi celesti
L’astronomia è una disciplina “osservativa” non è,
come la fisica, “sperimentale”
La natura e le proprietà della luce
La luce è radiazione elettromagnetica
Ha una straordinaria caratteristica la sua velocità è costante ed indipendente
dall’osservatore.
Questo vuol dire che un astronomo misura la velocità della luce in 299 792,458 km
al secondo sulla Terra sia che, ipoteticamente, si trovi in un qualsiasi altro punto
nell’universo.
Ma non solo la sua velocità e costante ma è anche la massima raggiungibile per un
qualsiasi fenomeno fisico ed astronomico.
Non esistono corpi la cui velocità superi quella della luce!
Le distanze dei pianeti
l’unità astronomica U.A.
E’ possibile misurare le distanze dei pianeti in base alle leggi
di Keplero ma deve essere nota per altra via almeno la
distanza di un pianeta dal Sole ad es. la distanza Terra-Sole
unità astronomica (U.A.)
distanza media Terra - Sole =149 597 870,691 km
Parsec, anno luce ed unità astronomica
Non è difficile ricavare una semplice relazione tra le principali unità di
distanza astronomiche
1 parsec= 3,2616 a.l.= 206 265 U.A.
1 U.A.= 149 597 870,691 km
1 a.l. ~9461 000 000 000 km ~ 9461 miliardi di km ~ 63 241 U.A.
Le distanze stellari si misurano con la parallasse in frazioni di sec di arco
Ad esempio, il satellite Hipparcos ha misurato la parallasse di Proxima
Centauri , la stella più vicina, pari a
0,77233 secondi di arco (±0,00242")
Quindi la sua distanza è di 1/0,772=1,29 parsec oppure di 4,22 anni
luce (±0,01 a.l).
La distanza delle stelle
Le stelle appaiono proiettate sulla sfera celeste siano esse vicine o
lontane.
La misura della distanza delle stelle non dipende dalla loro posizione
apparente sulla sfera celeste
La misura delle distanze delle stelle vicine
la parallasse
Le ellissi parallattiche
La missione Hipparcos
High Precision Parallax Collecting Satellite
Distanze e dimensioni -le stelle entro 12 anni luce
Distanze e dimensioni -le stelle entro 50 anni luce
I dintorni del Sistema solare
I parametri fisici della stella “Sole”
Il Sole nella
riga H 
Distanza (km)
149 597 970 km 2
Massa (kg)
1,989×1030
Massa
332 830 M
Raggio equatoriale (km)
695 000
Raggio equatoriale
109 R
Periodo di rotazione (giorni)
25-36
Densità media (kg/m3)
1410
Densità media (gr/cm3)
1,410
Velocità di fuga (km/sec)
618
Accelerazione di gravità (m/sec2)
274
Temperatura superficiale (°K)
5780
Luminosità (J/s)
3,86×1026
Magnitudine visuale
-26,8
Magnitudine assoluta bol.
4,74
Età (miliardi di anni)
4,55
Tipo spettrale
G2
T
T
Le stelle-evoluzione
Evoluzione stellare
stelle di sequenza principale simili al Sole
Come è fatto il Sole
Di cosa è fatto il Sole
74% Idrogeno
24% Elio
2% tutto il resto
(“metalli”)
Stelle e pianeti
Esistono sistemi solari esterni al nostro ?
Il nostro Sistema solare esiste!
Fino al 1995 l’esistenza dei pianeti extrasolari era relegata al regno
della fantasia.
Per quali motivi era ed è ragionevole ipotizzare l’esistenza di sistemi
planetari esterni al nostro ?
Due sono le considerazioni che fanno da premessa alla loro ricerca:
•la prima è puramente statistica
con un calcolo un po’ ardito ma tutto sommato non troppo fantastico,
si può giungere alla conclusione che ogni ora nascono circa un
milione di sistemi solari.
•la seconda invece è operativa
è effettivamente possibile osservare dei pianeti extrasolari ?
Stelle e pianeti
Pianeta (dal greco πλανήτης,
“vagabondo")
Un pianeta è un corpo celeste
che orbita attorno ad una stella
(ma che non produce energia
tramite fusione nucleare,
ovvero non è esso stesso una
stella), la cui massa è
sufficiente a conferirgli una
forma sferoidale e la cui
dominanza gravitazionale gli
permette di mantenere libera la
propria fascia orbitale da altri
corpi di dimensioni comparabili
o superiori. (IAU 2005)
Stella
Una stella è un corpo celeste
che brilla di luce propria. In
astronomia e astrofisica il
termine designa uno sferoide
luminoso di gas caldo,
autogravitante, che genera
energia nel proprio nucleo
attraverso processi di fusione
nucleare
Stelle e Pianeti
Stella- oggetto autogravitante che durante la sua evoluzione
abbia prodotto la sua energia interna tramite reazioni nucleari.
Pianeta -corpo celeste che non sarà mai in grado di innescare le
reazioni nucleari.
Dalle stelle ai pianeti
Stelle
La teoria dell'evoluzione stellare mostra che la massa minima per produrre
l'innesco delle reazioni nucleari dell‘Idrogeno è di circa:
0,08 M (Masse Solari) che corrispondono a circa 80 MG (Masse Gioviane)
Nane Brune
Ulteriori studi però hanno ridotto questo valore in quanto si è dimostrato che un
oggetto celeste, con una sufficiente quantità Deuterio, può innescarne il
bruciamento. La massa minima in questo caso si riduce a:
0,01 M(Masse Solari) che corrispondono a 14-15 MG (Masse Gioviane)
Pianeti Giganti e Pianeti Rocciosi
E’ inoltre possibile avere corpi non stellari con produzione di energia per
contrazione gravitazionale, come ad esempio i pianeti giganti del Sistema solare,
che presentano un eccesso di energia prodotta nel loro interno.
Per i pianeti rocciosi la energia interna (attività geologica) deriva o dal
raffreddamento dopo la formazione (per impatti) oppure dal decadimento
radioattivo (nucleo e mantello)
Limite superiore alla massa di un pianeta
Nane Brune
Le “Nane Brune”
c ~10 – 1000 gr /cm3
Tc ≤ 3 · 10 6 °K
Pc ~ 10 5 Mbar
Nucleo Nana Bruna
Le "Nane Brune" si formano come le stelle ma non accumulano abbastanza
massa da generare le alte temperature capaci di innescare la fusione nucleare
dell’Idrogeno fino a 0,08 M nel loro nucleo ma è permesso il bruciamento del
Deuterio.
Il meccanismo di rilascio dell’energia per masse < 0,012 masse solari è dovuto
lenta contrazione termica NB anche le “Nane Brune” possono orbitare in un
sistema binario.
Le “Nane Brune”
Le “Nane Brune” :WISE Wide-field Infrared Survey
«Nane Brune»
Identificate da
WISE
Stelle sospette «Nane
Brune»
Il sistema Gliese 229 A e B
Stella centrale
Gliese 229 A
Tipo di stella
Nana Rossa M1V
Distanza della Stella dal Sole
19 anni luce 5,82 pc
Magnitudine apparente Stella
8,14
Raggio Medio
0,6 R
Temperatura superficiale
3720 °K
Luminosità
0,0161 L
Massa
0,31 M



La Nana Bruna Gliese 229 B
Vista del Sistema Gliese
229 A e B ottenute con
il Telescopio Spaziale
HTS
Dati caratteristici della Nana Bruna Gliese 229 B
Massa
40 MG (Massa di Giove)
Raggio
~ 1,68 RG (Diametro di Giove)
Semiasse maggiore
44 U.A. (Unità Astronomiche)
Temperatura
1200-1500 °C (Gradi Celsius)
Luminosità
5,8 ·10–6 L (Luminosità Solare)
Lo spettro della Nana Bruna Gliese 229 B
La Nana Bruna Gliese 229 B
Scoperta 1995
Scopritori Tadashi Nakajima et al.
Classificazione Nana Bruna
Classe spettrale T7P
Distanza dal Sole 19 al (6,3 parsec)
Costellazione Lepre
Ascensione retta 06h 10m 35.11s
Declinazione −21° 51′ 17.6″
Lat. galattica -18,4337°
Long. galattica 228,6036°
Semiasse maggiore 40 UA
Periodo orbitale 200 anni
La Nana Bruna Gliese 229 B
Dati fisici
Diametro medio 1,678 RG
Raggio medio 0,12 R
Massa ~40 MG
0,024 - 0,062 M
Periodo di rotazione 0,2 giorni (circa 6 ore)
Temperatura 1020 K (media)
superficiale
Dati osservativi
Magnitudine 24,6 (red)
apparente da Terra
Magnitudine ass. 9,33
Parallasse 173,19 ± 1,12 mas
Nane Brune scoperte
Titolo
Nome della Nana Bruna
Tipo
spettrale
Coordinate
RA/Dec
Note
Prima Nana
Bruna scoperta
Gliese 229 B
T6.5
06h10m34.62s 21°51'52.1"
1994
Prima verifica
Teide 1
M8
3h47m18.0s
+24°22'31"
1995
Prima con un
pianeta
2MASSW J1207334-393254
M8
12h07m33.47s 39°32'54.0"
Sistema binario
Epsilon Indi Ba, Bb
T1 + T6
Sistema triplo
DENIS-P J020529.0-115925
A/B/C
L5, L8 and
T0
Tardo tipo
spettrale
ULAS J0034-00
T9
2007
Con emissione X
Cha Halpha 1
M8
1998
Con brillamenti
X
LP 944-20
M9V
Distanza: 3,626 pc
02h05m29.40s 11°59'29.7"
03h39m35.22s 35°25'44.1"
1999
Pianeti extrasolari
La scoperta dei pianeti extrasolari
16 Cygni B
47 Ursae Majoris
55 Cancri
51 Pegasi
70 Virginis
Gliese 229
Solo nell'ottobre del 1995 M. Mayor e D. Queloz dell'Osservatorio di Ginevra
annunciarono la scoperta di un pianeta di grande massa attorno alla stella, di
tipo solare, 51 Pegasi, fu l’inizio di una lunga serie di scoperte !
L’osservazione dei Sistemi extrasolari
Purtroppo non è
affatto semplice
individuare e quindi
osservare i Sistemi
extrasolari.
Nonostante questa
grande difficoltà
sono stati fatti
straordinari
progressi negli
ultimi 14 anni.
Oltre 700 pianeti
extrasolari sono
stati scoperti.
L’Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari
Dove trovare le informazioni sui pianeti extrasolari?
Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari (in italiano)
All’indirizzo web: http://exoplanet.eu/
Sistemi extrasolari confermati
I candidati pianeti extrasolari rivelati al 31-1-2014 sono 1074
Metodi indiretti
Con il metodo delle velocità radiali: 413 Sistemi planetari - 550 pianeti (96
sistemi multipli)
Con il metodo delle occultazioni (transiti): 331 Sistemi planetari - 435
pianeti (70 sistemi multipli)
Con il metodo delle microlenti gravitazionali 24 Sistemi planetari -26 pianeti
(2 sistemi multipli)
Metodi diretti
Con immagini 43 Sistemi planetari - 47 pianeti (2 sistemi multipli)
Metodi radioastronomici (pulsar)
Con timing 13 Sistemi planetari - 16 pianeti (2 sistemi multipli)
Fonte : http://exoplanet.eu
Le unità di misura dei pianeti extrasolari
Nel definire le caratteristiche dei Sistemi extrasolari questi si confrontano
con pianeti giganti del Sistema solare ed in particolare con Giove
g
(m/s2)
ρ
(g/cm3)
----
Dist (AU)
R/RT
M/MT
Terra
1
1
1
1
5,52
Giove
5,2
11
318
2,6
1,33
Saturno
9,5
9
95
0,93
0,69
Urano
19,2
4
15
0,79
1,29
Nettuno
30,1
4
17
1,12
1,64
Giove
Un’immagine di Giove osservato
da Terra con il Nord Optical
Telescope
Distanza dal Sole (U.A.) = 5,20
Distanza dal Sole (km) = 778 330 000
Periodo di rivoluzione (anni) = 11,862
Eccentricità = 0,048
Inclinazione rispetto all'eclittica = 1° 18'
Velocità orbitale media (km/sec) = 13,06
Massa (Terra = 1) = 317,938
Raggio equatoriale (km) = 71 492
Raggio equatoriale (Terra = 1) = 11,209
Densità media (Terra = 1) = 0,24
Accelerazione di gravità (Terra = 1) = 2,34
Velocità di fuga (km/sec) = 59,6
Periodo di rotazione = 9h 50m 28s
Inclinazione sul piano dell'orbita = 3,12°
Albedo = 0,52
Magnitudine visuale = -2,10
Numero satelliti = 63
Noto sin dall’antichità
Lo spettro elettromagnetico
Lo spettro elettromagnetico
Lo spettro elettromagnetico
Lo spettro visibile
Velocità della luce c [L/T], lunghezza di onda  [L] e frequenza  [1/T]
c=
Lo spettro visibile è quella parte dello spettro elettromagnetico che cade
tra il rosso e il violetto includendo tutti i colori percepibili dall'occhio
umano.
La lunghezza d'onda della luce visibile  va indicativamente da 400 nm a
700 nm (1 nm=1 nanometro=10-9 m).
La massima sensibilità dell'occhio la si ha attorno ai 555 nm, dove si trova
il colore verde.
Effetto Doppler-onde sonore
L’effetto Doppler si ha con
tutti i moti ondulatori, sia
quelli di propagazione delle
onde sonore nell’aria che
quelli di propagazione delle
onde luminose nel vuoto
Onde sonore
Se siamo fermi ad un
passaggio a livello ed un treno
viene verso di noi fischiando
ascoltiamo un suono che sia
fa
sempre più acuto in
avvicinamento
mentre diventa
sempre più grave in
allontanamento.
Effetto Doppler-onde luminose
Nel caso della “luce” emessa da un corpo celeste
1) se questi si avvicina essa appare, all’osservatore terrestre, come “più acuta”
cioè di frequenza più elevata e quindi “blu”
2) se invece si allontana essa appare di frequenza “più bassa” e quindi “rossa”
z =  λ /λ0= Vr /c
z = spostamento Doppler delle righe spettrali
Vr = velocità radiale sorgente luminosa
c = velocità della luce circa 300 000 km/sec
 λ= differenza tra la lunghezza d’onda λe “emessa” e la λ0 “a riposo”
L’effetto Doppler-descrizione quantititativa
L' entità dello spostamento vale z = ( D / a riposo) = Vr / c
con D  = 
osservata
-  a riposo
La velocità, radiale, di allontanamento o avvicinamento è allora data da :
Vr = c  z
essendo c la velocità della luce nel vuoto (c  300000 km/sec);
  la lunghezza d' onda della luce
di frequenza 
e c = z la relazione che lega queste due grandezze.
N.B. Qui non facciamo riferimento allo spostamento cosmologico verso il
rosso ma a meccanismi di spostamento Doppler nelle atmosfere delle
stelle!
I metodi di osservazione dei pianeti extrasolari
Perturbazioni gravitazionali sullo spettro
Il pianeta passando in prossimità della stella “perturba” la luminosità della stella stessa.
Questa perturbazione si può evidenziare come un effetto periodico sulla posizione delle
righe spettrali della stella purché sia più intensa delle sue perturbazioni cromosferiche e
coronali.
Perturbazioni gravitazionali sulla curva di luce (fotometriche o transiti)
Nel caso in cui il passaggio del pianeta avvenga lungo la linea di vista il pianeta eclissa
la stella. Le variazioni periodiche fotometriche dell’eclisse rivelano l’esistenza del pianeta.
Microlenti gravitazionali
I pianeti ruotando attorno alla stella deflettono la luce della stella stessa producendo
una amplificazione della luminosità osservata.
Metodi diretti
In alcuni casi particolari è persino possibile l’osservazione diretta dei pianeti separati
dalla stella.
Ricerca di radio emissione
Attorno ad alcune pulsar si osservano pianeti il cui effetto è di indurre sottoperiodi nel
periodo principale della Pulsar (radio)
Metodo spettroscopico
Velocità radiali
I metodi indiretti-perturbazioni gravitazionali
La spettroscopia
rilevazione indiretta metodo spettroscopico
Le tecniche spettroscopiche sono basate sulle misure degli spostamenti
periodici verso il blu o verso il rosso (per effetto Doppler) delle linee
spettrali della stella.
Spettroscopia e Pianeti extrasolari
La ricerca però è molto difficile in quanto è necessario misurare deboli variazioni periodiche nella
velocità radiale Vr di avvicinamento od allontanamento dei pianeti rispetto a noi.
Ad esempio se il Sistema solare venisse osservato da una distanza di 10 parsec mostrerebbe una
variazione nell' ampiezza di Vr
di 13 m/sec in un periodo orbitale (P=12 anni) Giove
di 0,3 m/sec in un periodo orbitale (P=84 anni) Urano
di 0,09 m/sec per un periodo orbitale (P=1 anno) Terra
Variazione di velocità radiale
rilevazione indiretta metodo spettroscopico
La stella, a causa del moto orbitale periodico dell'eventuale pianeta,
presenta una variazione di velocità radiale delle principali righe spettrali
osservabili nella sua atmosfera, di ampiezza Vr data da:
mp sen i
Vr  -------------------MS2/3 P
1/3
dove :
 Vr = variazione della velocità radiale in km/sec
 mp = massa del pianeta (in unità di Masse Solari)
 MS = massa della stella (in unità di Masse Solari)=
M/ M
 P = periodo dell'orbita del pianeta in anni
 i = inclinazione dell'orbita del pianeta rispetto al piano del cielo
La curva di velocità radiale
rilevazione indiretta metodo spettroscopico
 K= ampiezza dell’oscillazione della curva di velocità radiale
Variazione di velocità radiale con ampiezza Vr :
mp sen i
Vr  --------------------
Ms2/3 P
1/3
Oltre alla massa mpsen i ed al
periodo P con il metodo
spettroscopico si possono ricavare
anche l’eccentricità e ed il
semiasse maggiore dell’orbita a
I limiti del metodo delle velocità radiali
1) Il metodo fornisce i parametri orbitali e, a, P, ma determina solo
approssimativamente la massa M del pianeta
2) Non dice nulla sul raggio R (a meno che non si osservino i transiti con il
metodo fotometrico)
3) Non dà informazioni sulla composizione del pianeta (con le dovute
eccezioni)
4) L’impossibilità di scendere sotto l’effetto Doppler termico legato alle
turbolenze cromosferiche della stella con Vr ~ 3-4 m/s
5) Si ha un marcato effetto di selezione: è più facile vedere grandi pianeti
(M>MG) vicini alla stella principale
6) Esiste un limite superiore alla massa dei pianeti extrasolari di ~13-14 MG
dopo di che si “sconfina” nelle fredde e quasi invisibili Nane Brune
I pianeti extrasolari-nomenclatura
I Pianeti extrasolari prendono il nome della stella principale a cui si aggiunge
una lettera latina (minuscola) a-b-c ....
es 55 Cancri la stella - 55 Cancri a-b-c i tre pianeti extrasolari
Le immagini dei pianeti, escluse le mappe stellari, sono disegni elaborati sulla
base delle caratteristiche, in parte supposte in parte ricavate dalle osservazioni
Il sistema stellare 51 Pegasi
51 Pegasi
d=48 a.l.
G2IV (tipo
spettrale)
Sequenza
Principale
mv= 5,49
Massa~ 1,11 M๏
Età ~ 4 Gyr
T=5793 °K
R=1,17 R๏
[Fe/H]=0,2
L=1,32 L๏
Pegaso
Il sistema planetario 51 Pegasi b
Metodo spettroscopico velocità radiali
Aggiornato Enc 2010-11-09
Pianeta
51 Pegasi b
Scoperto nel
1995
Massa=msin i
0,468 MG masse di
Giove
Massa=msin i
149 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
0,052 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
4,32 giorni
Eccentricità
0
Il sistema planetario 51 Pegasi b - Hot Jupiters
Sole
Giove
Nel Sistema solare Giove dista dal Sole 5,2 Unità Astronomiche
La stella 51 Pegasi
Il Sistema extrasolare 51 Pegasi
Periodo orbitale=4,23077 giorni
Semi-asse maggiore dell’orbita=0,05 U.A.
Massa del pianeta ~ 0,468 Masse di Giove
Il pianeta 51 Pegasi b
Confronto tra la collocazione del pianeta Giove nel nostro Sistema solare (in
alto) e la disposizione planetaria nel Sistema extrasolare di 51 Pegasi b (in
basso)
Metodo fotometrico
Transiti
La stella HD 149026
HD 149026
d=78,9 pc=257 a.l.
Tipo spettrale G0 IV
mv=8,25
Massa=1,3 M๏
Età =2,0 Gyr
T= 6147 °K
R=1,497 R๏
[Fe/H]=0,36
L = 2,72 L๏
Il pianeta extrasolare HD 149026 b
Il sistema extrasolare in HD
149206 oltre che osservabile con
il metodo spettroscopico lo è
anche con il metodo fotometrico:
1. Ha un pianeta con una massa
pari a 0,356 M G cioè della taglia
di Saturno circa 1,22 MSaturno
2. Di questo pianeta extrasolare si
osservano le occultazioni sulla
stella centrale e questo permette
di determinare l’inclinazione del
piano dell’orbita rispetto al piano
del cielo per cui la misura della
massa e del raggio sono esatte !
Metodo delle
occultazioni
Il pianeta extrasolare HD 149026 b
Metodo spettroscopico velocità radiali
Pianeta
HD 149026 b
Scoperto nel
2005
Massa=m.sin i
0,356 MG masse di
Giove
Massa=m.sin i
113,2 MT masse
terrestri
Semiasse maggiore
orbita
0,043 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
2,876 giorni
Raggio
0,61 RG
Raggio
6,71 RT
Densità
1,4 gr/cm
Inclinazione
85,3°
Eccentricità
0
3
CoRoT 7b
La stella CoRoT 7
Nome
CoRoT-7
Distanza
150 (± 20) pc
Tipo spettrale
K0V
Mag apparente
11,7
Massa
0,93 M
Età
~1,5 Gyr
Temp effettiva
5275 °K
Raggio
0,87 R
Metallicità [Fe/H]
0,03
Asc.Retta Coord.
06 43 49
Decl. Coord.
-01 03 46
I pianeti extrasolari CoRoT 7b-7c
Curva fotometrica dell’occultazione
Immagine di fantasia
Nome
CoRoT-7 b (2009)
CoRoT-7 c (2009)
Massa
0,0151 (± 0,0025) MG= 4,7 MT
0,026 (± 0,003) MG= 8,37 MT
Densità
Semiasse maggiore
Periodo orbitale
Eccentricità
(r=4,65 gr/cm3 Terra =5,5)
0,0172 (± 0,00029) U.A.
0,046 U.A.
0,853585 giorni
3,698 (± 0,003) giorni
0
0
Raggio
0,15 (± 0,008) RG=1,65 RT
-
Ttransit
2454398,0767 (± 0,0015)
-
80,1° (± 0,3)
-
Inclinazione
Abitabilità stella
0,65 U.A. (K0V)
Radio emissione- Pulsar
PSR1257+12 - La stella centrale
Immagine della controparte
ottica di PSR 1257 +12
Scopritori
Wolszcan e Frail
Data
1992
Metodo
Ritardi negli impulsi radio
Stella centrale
PSR 1257=12
Tipo di stella
Pulsar
Periodo di rotazione
0,00621 sec
Distanza dal Sole
2630 anni luce, 806 pc
PSR1257+12a, b, c - I pianeti
Nel sistema stellare PSR 1257+12 si ha invece una situazione alquanto
singolare: la stella centrale, come del resto indica la sua sigla PSR, è una
Pulsar, ovvero una stella di neutroni in rapida rotazione attorno al proprio
asse. In particolare dato che il periodo è estremamente breve (0,00621
sec) si tratta di una Pulsar superveloce che si è formata in seguito all'
esplosione del "progenitore" producendo una supernova che ha spazzato
via tutto l' ambiente circostante.
Ecco allora che i tre pianeti osservati PSR 1257+12 a , PSR 1257+12 b, e
PSR 1257+12 c , sono freddi ed oscuri in quanto la catastrofica esplosione
stellare li ha spogliati delle loro atmosfere ed ha fuso completamente le
loro superfici per poi lasciarli al gelido freddo dello spazio interstellare.
Recentemente è stata pure supposta l'esistenza di un quarto pianeta PSR
1257+12 d, simile a Saturno a distanza ancora maggiore degli altri tre : a
circa 40 U.A.
Metodo ritardo radio della pulsazione del pulsar
PSR1257+12 b, c,d - Dati planetari
Pianeta
PSR 1257+12 b PSR 1257+12 c
PSR 1257+12d
Massa=m.sin
7x10 -5 MG
masse di Giove
0,013 MG masse
di Giove
0,012 MG masse
di Giove
Massa=m.sin i
MT masse
terrestri
4,134 MT masse
terrestri
3,816 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
0,19 U.A. (Unità
Astronomiche)
0,26 U.A. (Unità
Astronomiche)
0,46 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
25,26 giorni
66,54 giorni
98,211 giorni
53°
47°
0,0186
0,0252
i
Inclinazione
Eccentricità
0
Micro lenti gravitazionali
Il sistema planetario OGLE-05-BLG-006
Metodo microlenti gravitazionali
Il sistema planetario OGLE-05-390L-Nana Rossa
Metodo microlenti gravitazionali
Pianeta
OGLE-05-390l b
Scoperto nel
2005
Massa=m .sin i
0,017 M
di Giove
Massa=m .sin i
~5,7M T masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
2,1 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
3500 giorni
Eccentricità
---
Aggiornato Enc 2010-11-09
G
masse
OGLE-05-390L
d=21500 a.l. =6000 (± 1000) pc
Tipo spettrale M
mv=15,7
Massa=0,22 M๏
Età = ??
T=?? K
R=?? R๏
[Fe/H]= ??
L =?? L๏
Metodo diretto
Imaginig
Il sistema stellare 2M1207
Scopritori
Chauvin, Lagrange et al
Data
2005
Metodo
imaging
Stella centrale
2M1207
Tipo di stella
Sequenza principale-M8
Magnitudine apparente Stella
13
Massa Stella
0,025 M
Semiasse maggiore orbita
220 anni luce- 70 pc
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema planetario 2M1207 b-Nana Bruna
Metodo
spettroscopico
velocità radiali
Pianeta
2M1207 b
Scoperto nel
2005
Massa=m.sin
 4 MG masse di
Giove
i
Massa=m.sin i
 1272 MT masse
terrestri
Semiasse maggiore
orbita
46 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo Orbitale
1700 anni ?
Eccentricità
---
Il sistema planetario 2M1207 b
Il primo sistema
extrasolare
osservato
direttamente
La stella HR8799
HR8799
d=129 a.l.
KA5 (tipo
spettrale)
Sequenza
Principale
mv= 5,96
Massa~ 1,47 M๏
Età~0,5-0,7 Gyr
T=7430 °K
R=1,34 R๏
[Fe/H]=-0,47
L=4,92 L๏
Pegaso
I pianeti HR8799b-c-d-e
Pianeta
HR8799 e
HR8799 d
HR7999 c
HR7999 b
Scoperto nel
2008
2008
2008
2008
Massa
9 MG masse di
Giove
10 MG masse di
Giove
10 MG masse
di Giove
7 MG masse di
Giove
Massa
2860 MT masse
terrestri
3178 MT masse
terrestri
3178 MT
2224 MT masse
masse terrestri terrestri
Semiasse
maggiore
orbita
~14,5 U.A.
(Unità
Astronomiche)
~ 24 U.A.
(Unità
Astronomiche)
~ 38 U.A.
(Unità
Astronomiche)
~ 68 U.A.
(Unità
Astronomiche)
Periodo
orbitale
18000 giorni
36500 giorni
69000 giorni
170000 giorni
Periodo
orbitale
~ 100 anni
~ 190 anni
~ 460 anni
~ 460 anni
Raggio
-
1,2 R
1,3 R
1,1 R
-
< 0,4
G
G
Inclinazione
Eccentricità
< 0,4
Cintura asteroidale a circa 75 U.A.
< 0,4
G
Altri pianeti e sistemi
extrasolari
Il sistema stellare 70 Virginis-Nana Gialla
70 Virginis
d=22 pc=72 a.l.
G2.5Va (tipo
spettrale) Sequenza
Principale
mv=5,00
Massa~1,1 M๏
Età ~8,2 Gyr
T=5770 °K
R=1,968 R๏
[Fe/H]=-0,03
L=2,9 L๏
Vergine
70 Virginis b - Dati planetari
Metodo spettroscopico velocità radiali
Pianeta
70 Virginis b
Scoperto nel
1996
Massa=m .sin i
7,44 MG masse di
Giove
Massa=m .sin i
235 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
0,48 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
116,2 giorni
Eccentricità
0,4
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema stellare 47 Ursae Majoris-Nana Gialla
47 Ursae Majoris
d=14 pc 45,5 a.l.
G1V (tipo
spettrale)
Sequenza
Principale
mv=5,1
Massa~1,03 M๏
Età ~6,03 Gyr
T=5892 °K
R=1,24 R๏
[Fe/H]= 0
L=1,54 L๏
Orsa Maggiore
I pianeti 47 Ursae Majoris b,c,d- Dati planetari
Pianeta
47 Ursae
Majoris b
47 Ursae
Majoris c
47 Ursae
Majoris d
Scoperto nel
1996
2001
2010
Massa=m.sin i
 2,53 MG
masse di Giove
 0,54 MG masse
di Giove
 1,64 MG masse
di Giove
Massa=m.sin i
 804 MT
masse terrestri
172 MT masse
terrestri
 521,5 MT
masse terrestri
Semiasse maggiore
orbita
2,11 U.A. (Unità 3,6 U.A. (Unità
Astronomiche)
Astronomiche)
11,6 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
1078 giorni
2391 giorni
14002 giorni
Eccentricità
0,032
0,098
0,16
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema stellare 55 Cancri A e B-Stella binaria
55 Cancri A
d=13,02 pc 42,4 a.l.
G8V (tipo spettrale)
Sequenza Principale
mv=5,95
Massa~1,3 M๏
Età ~4,59 Gyr
T=5200 °K
R=1,15 R๏
[Fe/H]=0,29
L=0,63 L๏
Sistema binario con
55 Cancri B
Cancro
55 Cancri – un sistema binario
Scopritori
Marcy e Butler
Data
Aprile 1996
Metodo
Spettroscopia Doppler
Stella centrale
55 Cancri A+B
Tipo di stella
Sequenza Principale-Sistema Binario
Tipo spettrale stella principale (A)
G8 V
Tipo spettrale della compagna (B)
M5 V
Separazione del Sistema Binario
1150 U.A. (Unità Astronomiche)
Periodo del Sistema Binario
~30000 anni
Magnitudine apparente Stella
5,95
Massa Stella
1,1 M๏ A- 0,13 M๏ B (Massa Sole)
Diametro Stella
1,0-1,2 R๏(Raggio Sole)
Distanza della Stella dal Sole
41 anni luce, 12,53 pc
Aggiornato Enc 2010-11-09
55 Cancri – un sistema binario
Sistema solare
55 Cancri
Quello di 55 Cancri è un sistema veramente notevole. Si tratta di un
sistema planetario quintuplo scoperto attorno ad una stella doppia
composta da:
•una stella di classe G8 V
•e da un compagno di classe M5 V
Entrambe le due stelle ruotano l'una attorno all'altra con un periodo di
30000 anni ad una distanza media di 1150 U.A.
55 Cancri b-c-d-e-f sistema planetario quintuplo
Un sistema quintuplo qui
la curva di velocità
radiale di 55 Cancri b
Metodo spettroscopico velocità radiali
55 Cancri b, c, d,e – curve di velocità radiale
55 Cancri b,c,d,e,f- dati planetari
Pianeta
55 Cancri e
Scoperto
nel
2004
55 Cancri b
55 Cancri c
55 Cancri f
55 Cancri d
1996
2002
2007
2002
 0,824 MG
masse di
Giove
 0,169 MG
masse di
Giove
 0,144 MG
masse di
Giove
 3,835 MG
masse di
Giove
Massa=m.s
in i
 0,024 MG
masse di
Giove
Massa=m.s
in i
 7,6 MT
 262 MT
 53,7 MT
 45.8 MT
 1219 MT
masse terrestri masse terrestri masse terrestri masse terrestri masse terrestri
Semiasse
maggiore
orbita
0,038 U.A.
(Unità
Astronomiche)
0,115 U.A.
(Unità
Astronomiche)
0,24 U.A.
(Unità
Astronomiche)
0,781 U.A.
(Unità
Astronomiche)
5,835 U.A.
(Unità
Astronomiche)
Periodo
orbitale
2,817 giorni
14,6 giorni
44,34 giorni
260 giorni
5218 giorni
0,014
0,086
0,2
0,025
Eccentricità 0,007
Aggiornato Enc 2010-11-09
55 Cancri d a confronto con Giove
Pianeta
55 Cancri d
Giove
Scoperto nel
2002
Massa=m.sin i
 3,835 MG masse di
Giove
1 MG masse di Giove
Massa=m.sin i
 1219 MT masse terrestri
318 MT masse
terrestri
Semiasse maggiore 5,835 U.A. (Unità
orbita
Astronomiche)
5,203 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
5218 giorni
4333,3 giorni
Eccentricità
0,025
0,048
Il sistema stellare 16 Cygni-2 Nane Gialle+Nana RossaStella Tripla
16 Cygni
d=21,4 pc 70 a.l.
G3V (tipo spettrale) Sequenza
Principale
Sistema Triplo
mv=5,05
Massa A~1,01 M๏
Massa B~1,2 M๏
Massa C~ ?
Età = 8 Gyr
T=5766 °K
R (A)= 1,4 R๏
R (B)= 1,2 R๏
R (C)= ?
[Fe/H]=0,08
L=1,3 L๏
Periodo=18200-1Myr
Cigno
Separazione=877-15180 U.A.
Il sistema planetario 16 Cygni
La stella 16 Cygni
Posizione- nella cost. del Cigno a 70 a.l.
dal Sole
L’osservazione di 16 Cygni
Aggiornato Enc 2010-11-09
Pianeta
16 Cygni B b
Scoperto nel
1996
Massa=m .sin i
1,68 MG masse di
Giove
Massa=m .sin i
534 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
1,67 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
799 giorni-2,2 anni
Eccentricità
0,689
Metodo spettroscopico velocità radiali
16 Cygni B b – Dati Planetari
Pianeta
16 Cygni B b
Scoperto nel
1996
Massa=m .sin i
1,68 MG masse di
Giove
Massa=m .sin i
534 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
1,67 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
799 giorni-2,2 anni
Eccentricità
0,689
L’orbita di 16 Cygni B b
L'orbita del pianeta è abbastanza strana, essendo costretto tra le due
stelle componenti il sistema binario.
Il pianeta 16 Cygni B b si trova a circa 85 anni luce dalla Terra ed ha
un'orbita straordinariamente eccentrica, molto più eccentrica di
qualunque pianeta conosciuto dentro e fuori il Sistema solare. Per
risolvere il problema e riportare questo pianeta, con orbita fortemente
eccentrica, nella norma si è supposto che sia stato il suo compagno
(la stella 16 Cygni A) a perturbare l' orbita del pianeta 16 Cygni B b.
L’orbita di 16 Cygni B b-Speculazioni
L'ampiezza della sua orbita dovrebbe causare grandi variazioni di
temperatura.
Esso infatti passa da una distanza minima dalla stella centrale di 107
milioni di km fino ad una massima di 253 milioni di km.
La minima distanza è simile quella che separa Venere dal Sole mentre
la massima è analoga a quella di Marte.
Il sistema stellare m Arae-HD 160091
La costellazione dell’Altare non è visibile dall’emisfero nord
m Arae
HD 160691
d=15,3 pc = 50 a.l.
G3 IV-V (tipo spettrale)
Sequenza principale
mv=5,15
Massa~1,08 M๏
Età =6,41 Gyr
T =5700 °K
R = 0,28 R๏
[Fe/H]= 0,28
L=1,77 L๏
Altare
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema planetario quadruplo m Arae-HD 160091
Metodo spettroscopico
velocità radiali
La stella m Arae
Posizione- nella cost.
dell’Altare a 50 a.l. dal Sole
Scoperti quattro pianeti tra
cui
m Arae c
con periodo e massa di
P= 9,64 giorni
M=10,5 MT ~ 0,033 MG
Il sistema planetario m Arae-HD 160091
Nome
M (MG)
P
giorni
(a=U.A.)
E
“c"
0,033
9,64
0,091
0,172
Ecosfera
1,3
“d"
0,522
310,55
0,921
0,066
“b"
1,676
643,25
1,5
0,128
“e“
1,814
4205,8
5,235
0,098
Ricostruzione delle orbite planetarie e confronto con quelle del Sistema solare
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema planetario di m Arae ha un nuovo pianeta
e diventa quadruplo
Pianeta
HD 160691b
m Arae c
HD 160691b
m Arae d
HD 160691b
m Arae b
HD 160691b
m Arae e
Scoperto nel
2004
2004
2000
2004
Massa=m.sin i
 0,033 MG
masse di Giove
 0,5219 MG
masse di Giove
 1,676 MG
masse di Giove
 1,814 MG
masse di Giove
Massa=m.sin i
 10,5 MT
masse terrestri
 166 MT
masse terrestri
 531 MT
masse terrestri
 577 MT
masse terrestri
Semiasse
maggiore
orbita
0,091 U.A.
(Unità
Astronomiche)
0,92 U.A.
(Unità
Astronomiche)
1,5 U.A. (Unità
Astronomiche)
5,23 U.A.
(Unità
Astronomiche)
Periodo
orbitale
9,638 giorni
310 giorni
643,25 giorni
4205 giorni
Eccentricità
0,172
0,0666
0,128
0,0985
Il sistema stellare g Cephei-Binaria
g Cephei Errai
d=13,79 pc 45 a.l.
K2 V (tipo spettrale)
Stella doppia con la compagna g
Cephei b tra 10 e 29 U.A.
Subgigante
mv=3,22
Massa~1,4 M๏
R = 6,2 R๏
Età =3 Gyr
T=4900 °K
[Fe/H]= 0
L=11 L๏
Cefeo
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema planetario g Cephei
Metodo spettroscopico velocità radiali
Immagine di
fantasia
Pianeta
g Cephei b
Scoperto nel
2003
Massa=m .sin i
1,59 MG masse di
Giove
Massa=m .sin i
504 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
2,044 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
903 giorni-2,4 anni
Eccentricità
0,115
Il sistema stellare u Andromedae-Binaria
Upsilon
Andromedae
d=13,47 pc=44
a.l.
F*V (tipo
spettrale)
Sequenza
principale
mv=4,09
Massa~1,27 M๏
Età = 3,3 Gyr
R = 1,631 R๏
T=6095 K
[Fe/H]= 0,09
L=3,33 L๏
Aggiornato Enc 2010-11-09
Andromeda
Il sistema planetario triplo u Andromedae
Ricostruzione delle orbite planetarie e confronto con quelle del Sistema solare
u And. b
Pianeta
Scoperto nel
Massa=m.sin
1996
i
u And. c
u And. d
1999
1999
 0,69 MG masse  11,6 MG masse  10,29 MG
di Giove
di Giove
masse di Giove
Massa=m.sin i
 219 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
0,059 U.A. (Unità 0,822 U.A. (Unità 2,55 U.A. (Unità
Astronomiche)
Astronomiche)
Astronomiche)
Periodo orbitale
4,6 giorni
Eccentricità
0,03
Aggiornato Enc 2010-11-09
 3688 MT
masse terrestri
237,7 giorni
0,224
 3272 MT
masse terrestri
1302 giorni
0,32
Il sistema stellare HD 209458-variabile
Metodo spettroscopico
velocità radiali
e metodo delle
occultazioni
HD 209458
d=47 pc=153 a.l.
Tipo spettrale G0 V
mv=7,65
Massa=1,01 M๏
Età = 4,2 Gyr
T=6000 °K
R=1,146 R๏
[Fe/H]= 0,04
L =1,61 L๏
Il pianeta extrasolare era già stato scoperto
con il metodo delle velocità radiali
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema planetario HD 209458 b
Metodo delle occultazioni
Nel 1999 è stato scoperto il pianeta HD
209458 b
semiasse maggiore = 0,0474 U.A.
Periodo orbitale=3,524 giorni
Eccentricità orbita = 0,07
Dal Momento che si osserva un transito
è possibili determinare l’ inclinazione
dell’orbita rispetto al piano del cielo
I = 86,67°
calcolare esattamente la massa
Massa= M·sen i = 203 MT=0,64 MG
e dare una stima del suo raggio
R= 1,32 RG
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema planetario HD 209458 b
Metodo delle occultazioni
Molecole osservate
H,H2O,Na,TiO (ossido
di Titanio),VO(ossido
di Vanadio)
Aggiornato Enc 2010-11-09
Pianeta
Gliese HD 209458 b
Scoperto nel
1999
Massa
0,64 MG masse di
Giove
Massa
203 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
0,0474 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
3,524 giorni
Inclinazione
86,67°
Raggio
1,32 RG
Densità
0,37 gr/cm3
Accelerazione di
gravità
8,72 m/s2
Temp. Sup.
1130 ±150 °K
Eccentricità
0,07
Abitabilità stella
~ 1.2 U.A. (G0V)
Il sistema stellare Gliese 581
Tipo di stella variabile BY
Darconis-nella Lira
d=6,26 pc=20 a.l.
Tipo spettrale M3V
mv=10,56
Massa=0,31 M๏
Età = 4,3 Gyr
T=3480 °K
R=0,38 R๏
[Fe/H]= -0,33
L =0,013 L๏
Lira
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema planetario quadruplo (forse esuplo) Gliese 581
Metodo spettroscopico velocità radiali
Pianeta
Gliese 581 b
Gliese 581 c
Gliese 581 d
Scoperto nel
2005
2007
2007
Massa=m.sin
i
 0,0492 MG
masse di Giove
 0,0158 MG
masse di Giove
 0,0243 MG
masse di Giove
Massa=m.sin i
 15,64 MT
masse terrestri
 5,02 MT masse  7,8 MT masse
terrestri
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
0,041 U.A. (Unità 0,073 U.A. (Unità 0,25 U.A. (Unità
Astronomiche)
Astronomiche)
Astronomiche)
Periodo orbitale
5,3683 (±
0,0003) giorni
12,932 (± 0,007) 83,6 (± 0,7)
giorni
giorni
Eccentricità
0,02 (± 0,01)
0,16 (± 0,07)
0,2 (± 0,1)
Il sistema planetario Gliese 581
Metodo spettroscopico velocità radiali
Pianeta
Gliese 581 e
Gliese 581 g
Gliese 581 f
Scoperto nel
2009
2010
2010
Massa=m.sin
 0,006104 MG
masse di Giove
 0,01 MG masse  0,023 MG
di Giove
masse di Giove
i
Massa=m.sin i
 1,93 MT masse  3,18 MT masse  7,3 MT masse
terrestri
terrestri
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
0,03 U.A. (Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
3,14 giorni
36.65 giorni
433 giorni
Eccentricità
0 (± 0,01)
(± ??)
(± ??)
0,14 U.A. (Unità
Astronomiche)
0,76 U.A. (Unità
Astronomiche)
Il pianeta extrasolare Gliese 581 c
Immagini di fantasia di Gliese 581c
Gliese 581 e la zona di abitabilità
Il sistema stellare GJ 876-Nana Rossa
GJ 876
d=4,7 pc=15,34 a.l.
Tipo spettrale M4V
mv=10,17
Massa~ 0,334 M๏
R = 0,36 R๏
Età = 0,1-9,9 Gyr
T = 3480 °K
[Fe/H]= 0,05
L=0,0124 L๏
Periodo di rot=96,7 giorni
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema quadruplo GJ876-Gliese 876 b,c,d,e
Pianeta
Gliese 876 c
Gliese 876 d
Gliese 876 b
Gliese 876 e
Scoperto nel
2000
2005
2000
2010
Massa=m.sin i
0,714 MG
masse di Giove
0,021 MG
masse di Giove
2,27 MG masse
di Giove
0,46 MG masse
di Giove
Massa=m.sin i
227 MT masse
terrestri
6,7 MT masse
terrestri
722 MT masse
terrestri
146 MT masse
terrestri
Semiasse
maggiore orbita
0,13 U.A.
(Unità
Astronomiche)
0,021 U.A.
(Unità
Astronomiche)
0,208 U.A.
(Unità
Astronomiche)
0,334 U.A.
(Unità
Astronomiche)
Periodo orbitale
30,1 giorni
1,94 giorni
61,11 giorni
124,2 giorni
Inclinazione
48.07°
50°
48,93°
59,5°
Eccentricità
0,256
0,207
0,0324
0,055
Metodo spettroscopico velocità radiali
Aggiornato Enc 2010-11-09
Il sistema planetario triplo GJ876
Sistemi extrasolari multipli
Pianeti extrasolari entro 150 a.l.
Pianeti extrasolari entro 30000 a.l.
Il telescopio Kepler e le «super-terre»
Il telescopio Kepler
Raggio d’azione del telescopio Kepler
Il telescopio Kepler-area di selezione nel cielo
Il telescopio Kepler
La Missione Kepler è un programma di ricerca astronomica sviluppato dalla
NASA.
E’ costituito da un telescopio spaziale, chiamato Kepler, dotato di un
fotometro e messo in un'orbita eliocentrica parzialmente sovrapposta a
quella terrestre.
E’ il primo strumento capace di cercare pianeti della dimensione della
Terra e anche più piccoli al di fuori dei confini del nostro Sistema solare.
E’ in grado di osservare la luminosità di oltre 100000 stelle per più di
quattro anni. Osservando tale luminosità si potranno identificare eventuali
pianeti grazie al metodo del transito.
Secondo i ricercatori, tale missione potrà portare alla scoperta di molte
migliaia di pianeti.
Il telescopio Kepler è stato correttamente lanciato in orbita da Cape
Canaveral alle 3:49 UTC del 7 marzo 2009 (ora locale: 22:49 del 6 marzo)
Metodo dei transiti
Pianeti extrasolari con transito con M< 100 MT
Massa in MT
Raggio
in RG
Raggio
in RT
A (U.A.)
Densità
gr/cm3
Incl. °
stato
scoperto
agg
CoRoT-7 b
4,799233
0,15
1,68
0,0172
4,651
80,1
R
2009
15/10/10
GJ 1214 b
5,689157
0,2415
2,70
0,014
1,593
88,62
R
2009
16/12/09
HAT-P-26 b
18,75197
0,565
6,33
0,0479
0,408
88,6
S
2010
07/10/10
GJ 436 b
23,424071
0,365
4,09
0,02887
1,887
85,8
R
2004
11/10/10
Kepler-4 b
24,47291
0,357
4,00
0,0456
2,108
89,76
R
2010
06/01/10
HAT-P-11 b
25,74423
0,452
5,07
0,053
1,089
88,5
S
2009
09/05/09
Kepler-9 c
54,34893
0,823
9,22
0,225
0,382
88,12
R
2010
09/09/10
HAT-P-18 b
62,61251
0,995
11,15
0,0559
0,249
88,8
R
2010
29/07/10
HAT-P-12 b
67,06213
0,959
11,15
0,0384
0,267
-
S
2009
04/05/09
CoRoT-8 b
69,9226
0,57
6,39
0,063
1,479
88,4
R
2010
14/06/10
WASP-29 b
77,55052
0,792
8,88
0,0457
0,610
88,8
S
2010
28/09/10
Kepler-9 b
80,09316
0,842
9,44
0,14
0,525
88,55
R
2010
09/09/10
HAT-P-19 b
92,80636
1,132
12,69
0,0466
0,250
88,2
R
2010
29/07/10
WASP-21 b
95,349
1,07
11,20
0,052
0,374
88,75
S
2010
15/04/10
Nome
I dati sono aggiornati al 2010 !!
Super-Terre
I dati sono aggiornati al 2013 !!
Super-Terre
Il sistema di Kepler 22
Kepler 22 b Stella madre: Kepler-22 (nana gialla) G5 simile al Sole
2009 (prime osservazioni)
Scoperta
5 dicembre 2011 (annuncio)
Classificazione
super Terra
Distanza dal Sole
190 parsec (~610 anni luce)
Parametri orbitali di Kepler 22b
Semiasse maggiore
Periodo orbitale
Inclinazione orbitale
Raggio medio
Massa
Temperatura superficiale
1,27 × 108 km=0,89 U.A.
289,9 giorni
89,764 +0,042−0,025°
Dati fisici di Kepler 22b
0,21 ± 0,012 RJ
2,4 RT
6,36 - 124 MT
~262 °K (media)
Il sistema di Kepler 22
Gliese 667 A / B / C
Classe spettrale K3V / K5V / M2V
Distanza dal Sole 23 anni luce
Costellazione Scorpione
Coordinate (all'epoca J2000)
Ascensione retta 17h 18m 57,18s
Declinazione -34° 59′ 23,3″
Dati fisici
Raggio medio 0,77 / 0,44 / 0,20 R
Massa 0,75 / 0,65 / 0,38 M
Temperatura 3950 K (media)
superficiale
Luminosità 0,13 / 0,05 / 0,003 L
Metallicità 26% del Sole
Dati osservativi
Magnitudine app. 6,29 / 7,24 / 10,25
Magnitudine ass. 7,07 / 8,02 / 11,03
Parallasse 143,45 ± 17,12 mas
Moto proprio AR: 1149,24 mas/anno
Dec: -90,80 mas/anno
Velocità radiale 0 km/s
Il sistema di Gliese
667
NB si tratta di un sistema
stellare triplo di Nane
Rosse
Gliese 667 A / B / C
I pianeti extrasolari di Gliese 667C
Modello del sistema Gliese 667C a tre pianeti
Pianeta
Tipo
Massa
Periodo orb.
Sem.
maggiore
Eccentricità
b
Super Terra
5,46 MT
7,2 giorni
0,0504 U.A.
0,09
c
Super Terra
4,26 MT
28,13 giorni 0,1251 U.A.
0,34
d
Super Terra
5,65 MT
74,79 giorni
0,235 U.A.
0
Modello del sistema Gliese 667C a cinque pianeti (spettrografo HARPS)
Pianeta
Tipo
Massa
Periodo orb.
Sem.
maggiore
b
Super Terra
5,46 MT
7,2 giorni
0,0504 U.A.
0,09
c
Super Terra
4,8 MT
28,13 giorni
0,1251 U.A.
0,34
d (non conf.)
Super Terra
3,1 MT
30,8 giorni
0,13 U.A.
0
e (non conf.)
Super Terra
2,4 MT
38,8 giorni
0,152 U.A.
0
f (non conf.)
Super Terra
5,4 MT
91,3 giorni
0,268 U.A.
0
Eccentricità
I pianeti extrasolari di Gliese 667C
Migrazioni planetarie
Migrazione planetarie extrasolari
numero di pianeti
distibuzione delle masse dei pianeti
45
40
35
30
25
20
15
10
5
0
0
1 2
3 4
5
6 7
8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19
M sin i (Mgiov)
Se il meccanismo di migrazione è già stato preso in considerazione per il
Sistema solare allora diventa plausibile anche per gli extrasolari
I giganti extrasolari sono più vicini alla loro stella perché li sono migrati
causa un complesso meccanismo di dissipazione della loro energia
orbitale spostandosi ad orbite sempre più interne
Ma perché allora nel NOSTRO Sistema solare i giganti sono rimasti lì
senza migrare verso l’interno proprio nel “posto giusto” e con orbite
praticamente circolari ?
Migrazioni planetarie nel Sistema solare
Migrazioni planetarie nel Sistema solare
Migrazioni planetarie nel Sistema solare
Migrazioni planetarie nel Sistema solare
Pianeti “terrestri”
Zona
abitabile
Migrazioni planetarie
Migrazione di Tipo I
Pianeti terrestri sono guidati dalle onde di spirale nel gas del disco protoplanetario.
La differenza da la “spinta esterna” e quella “interna” conduce il pianeta verso la
stella. Il pianeta perde momento angolare e migra verso l’interno su scale temporale
di milioni di anni
Migrazione di Tipo II
Pianeti con massa > 10 MT creano una “lacuna” che pone termine alla migrazione di
tipo I. Il materiale del disco continua ad entrare nella “lacuna” e muove il tutto di
nuovo verso l’interno. Si dovrebbero formare in questo modo gli “Hot Jupiters”
Scattering gravitazionale
Sono i pianeti giganti che spostano su orbite più esterne pianeti di taglia più piccola,
tipo Urano e Nettuno, con un “incontro ravvicinato” con i pianeti del tipo Giove e/o
Saturno
Migrazioni
Migrazione di Tipo I
animazione
Migrazione di Tipo
I-TypeII animazione
Migrazioni
Migrazione di Tipo
III
animazione
Formazione della
“lacuna”
animazione
Pianeti extrasolari osservati oggi e progetti futuri
Giove
Saturno
Urano e
Nettuno
Terra e
Venere
Marte
Giove a
5,2 UA
Saturno
a
9,5
UA
Pianeti extrasolari osservati oggi e progetti futuri
Distribuzione dei Pianeti extrasolari
Distribuzione dei pianeti extrasolari
Animazioni
Animazioni
L’Ipertelescopio Terrestre
L’Ipertelescopio spaziale
Immagine della
Terra posta a 3
parsec, se
acquisita da un
Ipertelescopio con
un diametro
equivalente di 150
km posto nello
spazio e costituito
da 150 specchi di
3 metri di
diametro ciascuno.
Distanze e dimensioni - la Via Lattea
Unità di misura delle distanze
1 anno luce ~ 63 235 U.A.
M Galassia=1012 M ๏
Braccio della
Squadra
Braccio dello
Scudo
50 000 a.l.
Braccio di
Perseo
Braccio del
Cigno
2000 a.l. spessore
Braccio del
Sagittario
27 700 a.l.
Braccio di
Orione
Sole
Distanze e dimensioni - l’ Ammasso Locale
Unità di misura delle distanze
1 parsec = 3,26 a.l.
1 Mpc=1 mega parsec = 1 milione di pc
0,7 Mpc ~2,2 milioni di a.l.=distanza
Via Lattea – Galassia di Andromeda
~2,2 Mpc (milioni di parsec)
Ecosfera planetaria e zona abitabile
Nei Sistemi stellari vi sono zone abitabili in cui la superficie dei pianeti
può avere acqua allo stato liquido e quindi favorire l’apparizione della
vita.
Ecosfera planetaria e zona abitabile
La Terra e Marte si trovano nell’ecosfera solare. Marte è appena fuori
quest’area anche se la sua atmosfera (la cui densità è circa l’1 %
quella dell’atmosfera terrestre) non trattiene sufficiente calore per
mantenere oggi liquida l’acqua sulla sua superfice
Nel nostro Sistema Solare la zona di abitabilità si sposta verso
l’esterno via va che il Sole si fa più caldo.
La presentazione è terminata

Download Report