CoRoT e Kepler : la Ricerca dei Pianeti Extrasolari dallo Spazio

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1 CoRoT e Kepler : la Ricerca dei Pianeti Extrasolari dallo Spazio Anno Accademico 2008/2009 Metodi dell Astrofisica Spaziale Dipartimento di Fisica Corso prof.ssa Silvia Masi Studente: Giammarco Campanella

2 SOMMARIO 1. Introduzione 1 2. Metodi di individuazione Velocità radiale Transiti I programmi di ricerca CoRoT Le Scoperte Kepler Conclusioni Bibliografia. 15

3 INDICE DELLE FIGURE 1.1 Numero dei pianeti extrasolari scoperti per ogni anno Perturbazione del moto stellare per effetto di un pianeta Curva della velocità radiale di Gliese 86 A Curva di luce dovuta ad un transito planetario Schema di transito planetario Tutti i pianeti extrasolari scoperti al 31 agosto Immagine del satellite Il lancio I due campi stellari di osservazione di CoRoT L orbita di CoRoT La curva di luce di CoRoT-1 b Il telescopio spaziale Kepler Il fotometro di Kepler Il vettore Delta con Kepler Profilo di lancio di Kepler Orbita del telescopio Il campo di vista di Kepler Lo spazio di ricerca di Kepler INDICE DELLE TABELLE 3.1 Diversi programmi di ricerca sugli esopianeti I pianeti rilevati da CoRoT

4 1 Introduzione In questi giorni, la ricerca dei pianeti extrasolari si sta rivelando uno dei campi dell astronomia più interessanti. Infatti, si contano più di 70 programmi di ricerca a terra e 20 missioni spaziali già al lavoro o in fase di progettazione. L inizio di questa avventura può essere datata 1995, quando durante un convegno scientifico a Firenze, Michel Mayor e Didier Queloz dell Osservatorio di Ginevra, annunciarono la scoperta di un pianeta in orbita attorno a 51 Pegasi, una stella vicina non molto diversa dal Sole. Nel complesso, in 14 anni e con l ausilio dello Spitzer Space Telescope e dell Hubble Space Telescope sono stati scoperti più di 340 pianeti extrasolari. Il tasso di scoperte aumenta ogni anno di più e lo scopo principale resta quello di riuscire a rilevare pianeti di taglia simile alla Terra, dato che essi vengono ritenuti i più probabili ad ospitare la vita. Figura 1.1: Numero dei pianeti extrasolari scoperti per ogni anno (aggiornato a febbraio 2009) Tale esplosione di scoperte è dovuta principalmente allo sviluppo di tecniche per l individuazione degli esopianeti e all elaborazione di modelli che spiegano le inaspettate caratteristiche mostrate da questi oggetti.

5 2 Metodi di individuazione I pianeti extrasolari sono incredibilmente difficili da rivelare. Ciò è dovuto al fatto che essi non brillano di luce propria, ma di luce riflessa della stella attorno a cui orbitano. Di conseguenza, sono molto meno luminosi della propria stella madre (nel caso di Giove, per esempio, di un fattore ). Pertanto, per trovare gli esopianeti si utilizzano principalmente metodi indiretti. Le cinque principali tecniche usate attualmente sono: 1. Spettroscopia Doppler 2. Astrometria 3. Fotometria di transito 4. Microlenti gravitazionali 5. Pulsar timing Questi metodi si basano sul fatto che un pianeta esercita una piccola influenza sulla stella ospitante mentre si muove lungo la propria orbita. Osservando i cambiamenti nella stella madre, si può dedurre la sua esistenza. Dato che i cambiamenti diventano maggiori man mano che il pianeta ha valori crescenti della massa, è più semplice rivelare pianeti gioviani che pianeti terrestri. Di seguito illustriamo brevemente le tecniche principali, la spettroscopia Doppler e la fotometria di transito (si veda Campanella 2008 per approfondimenti).

6 2.1 Velocità radiale Con la spettroscopia Doppler sono stati scoperti e confermati la maggior parte degli esopianeti. Essa consiste nel misurare la variazione della Velocità Radiale della stella dovuta al suo moto orbitale attorno al baricentro del sistema stella-pianeta. Figura 2.1: Vista schematica della variazione della lunghezza d onda della luce di una stella per effetto di un pianeta in orbita cosi come vista da Terra. La stella si muove attorno al centro di massa del sistema planetario e il suo spettro appare spostato verso il blu quando si avvicina all osservatore e verso il rosso quando se ne allontana. La stella compie una piccola orbita circolare di raggio a M p s ap con un periodo pari al periodo M s orbitale P del pianeta. La VR di una stella può essere ricavata dall analisi del suo spettro, utilizzando la relazione per l effetto Doppler-Fizeau, che lega la velocità di un corpo in movimento v alla lunghezza d onda misurata. Lo spostamento delle righe di assorbimento prodotto dal c fenomeno è relativamente piccolo dato che una variazione di velocità di 12 m/s (è il caso del Sistema Sole-Giove) corrisponde, nel visibile, ad uno spostamento delle righe spettrali di soli 0.2 må. Ciò rappresenta solo qualche millesimo della larghezza tipica delle righe spettrali.

7 Figura 2.2: Curva della velocità radiale di Gliese 86 A Dalla terza legge di Keplero si deriva: P a G( M M ) * P Per un orbita circolare vista di profilo (e = 0, sin i = 1) la semiampiezza K della VR può essere espressa come: K G M P a ( M M ) * p Quindi sostituendo in queste equazioni i valori di P, K e M * si può ricavare a e M p.

8 2.2 Fotometria di transito Consiste nel cogliere il cuneo nella curva di luce stellare dovuto al transito di un pianeta davanti alla sua stella. È quindi richiesto un allineamento quasi perfetto tra l osservatore, il pianeta e la stella. Figura 2.3: Curva di luce dovuta ad un transito planetario Il transito planetario viene principalmente descritto da due parametri: profondità e durata. La profondità del transito è collegata al raggio della stella e del pianeta (rispettivamente R e r) ed è: 2 Foff Fon r F Foff R Questa formula trascura il fenomeno dell oscuramento al bordo ( limb darkening ). La durata totale del transito, per un orbita circolare, è collegata ai parametri orbitali e al 2 2 PR r a raggio della stella: d 1 cosi a R R Si definisce inoltre il Parametro d impatto che indica la distanza proiettata del centro del a pianeta dall equatore della stella: b cosi R r 2 La durata dell ingresso è t d 1 b R Utilizzando queste 3 equazioni e determinando R con altri metodi (spettroscopia o modelli di evoluzione stellare), è possibile calcolare il valore di r, a, i. Figura 2.4: Schema di transito planetario

9 3 I programmi di ricerca La tabella 3.1 riporta alcuni programmi di ricerca spaziale progettati per la rivelazione dei pianeti extrasolari. Tabella 3.1: Diversi programmi di ricerca sugli esopianeti. Programma Metodo di individuazione Lancio Istituzioni CoRoT Fotometria di transito 27 Dicembre 2006 CNES / ESA / AEB Darwin Imaging infrarossa, Interferometria 2015 ESA EPOCh (Extrasolar Planet Observations and Characterization) Fotometria di transito 12 Gennaio 2005 (Deep Impact extended Investigation) NASA Gaia Astrometria, Fotometria di transito Dicembre 2011 ESA HST Astrometry Astrometria 24 Aprile 1990 (utilizza i Fine Guidance Sensor dell HST) University of Texas James Webb Space Telescope Imaging infrarossa Giugno 2013 NASA / ESA / CSA Kepler Fotometria di transito 6 Marzo 2009 NASA Space Interferometry Mission (SIM) Astrometria NASA Spitzer Space Telescope Imaging infrarossa, Spettroscopia 25 Agosto 2003 NASA / JPL / Caltech

10 La Figura 3.1 mostra i pianeti scoperti nel piano semiasse maggiore (o periodo) - massa. I metodi noti selezionano pianeti massicci in orbite strette, ma questi limiti potranno essere estesi dall attuale generazione di telescopi spaziali quali CoRoT e Kepler. Figura 3.1: Tutti i pianeti extrasolari scoperti al 31 agosto 2004 (in ascisse il semiasse maggiore, sulle ordinate le masse gioviane): I puntini blu rappresentano pianeti scoperti con il Metodo delle Velocità radiali, in rosso quelli con metodo del transito, in giallo con le microlenti gravitazionali. L'immagine mostra anche i limiti delle capacità di rilevamento dei prossimi strumenti (linee colorate), sia terrestri che spaziali, dal 2006 al Infine l'immagine mostra anche la posizione dei pianeti del sistema solare: sono i pallini più grandi con l'iniziale del nome inglese.

11 3.1 CoRoT CoRoT (COnvection ROtation and planetary Transits) è un piccolo telescopio spaziale dell'agenzia Spaziale Francese (CNES) in cooperazione con l'agenzia Spaziale Europea (ESA), Austria, Belgio, Germania, Spagna e Brasile. La sonda monta un telescopio afocale da 27 cm di diametro equipaggiato da quattro CCD. In tutto, il satellite pesa 630 kg, è lungo 4,1 m e ha un diametro di 1,98 m. È alimentato da due pannelli solari che vengono ruotati in direzione del Sole ogni 14 giorni. Il payload pesa 300 kg, l energia necessaria è pari a 530 W, la capacità di trasmissione dati a Terra è pari a 1.5 Gbit/giorno mentre la capacità di storage è pari a 2 Gbit. Il lancio è avvenuto il 27 dicembre 2006 a bordo del vettore russo Soyuz 2.1b dal cosmodromo di Baikonur. CoRoT attualmente si trova in un orbita circolare polare a 896 km di altezza, tale orbita garantisce al telescopio spaziale circa 150 giorni di osservabilità continua per un medesimo campo. Le osservazioni avvengono in direzione perpendicolare al piano orbitale, in modo da non avere occultazioni da parte della Terra. La missione è stata progettata per durare circa 2 anni e mezzo. Figura 3.2: Immagine del satellite Figura 3.3: Il lancio La fase di commissioning è cominciata il 18 gennaio 2007 ed è andata avanti sino al 2 febbraio Da allora CoRoT conduce una campagna di fotometria di precisione delle stelle vicine, sia per studi di sismologia stellare che per trovare pianeti terrestri con il metodo dei transiti. Per la ricerca di transiti vengono osservate stelle per ogni campo d'osservazione, con magnitudine in banda R tra 11 e 16. Infatti stelle più luminose (mag < 11) saturerebbero i CCD dedicati alla ricerca di esopianeti, rendendo impossibile ottenere dati fotometrici affidabili, mentre stelle più fioche (mag > 16) non fornirebbero dati con adeguata risoluzione per essere di utilità scientifica. Per rilevare gli esopianeti CoRoT deve vederli transitare almeno 2-3 volte di fronte alla propria stella (solo per pianeti giganti può bastare anche un solo transito) e quindi quasi tutti i pianeti che possono essere scoperti hanno un periodo orbitale inferiore ai 75 giorni.

12 3.1.1 Le Scoperte Durante l'estate boreale, il telescopio viene diretto verso la costellazione della Coda del Serpente, verso il Centro Galattico, mentre durante l'inverno boreale verso la costellazione dell'unicorno, nell'anticentro galattico. I campi di osservazione sono stati scelti in modo da evitare che la luce del Sole possa interferire nelle misurazioni. Durante i 30 giorni rimanenti tra i due periodi di osservazione principali, CoRoT viene puntato verso altre 5 aree del cielo. Figura 3.4: I due campi stellari di osservazione di CoRoT I dati già inviati a terra dalla sonda permettono di ottenere delle curve di luce con una precisione pari a una parte su Dunque potrebbero essere rivelati anche pianeti delle dimensioni della Terra in orbite con periodi inferiori ai 15 giorni; sebbene tale caratteristica non li renda adatti ad ospitare la vita (a meno che la stella madre sia una nana rossa), una scoperta del genere sarebbe storica in quanto rappresenterebbe la prima rilevazione di un pianeta di dimensione terrestre in orbita intorno ad una stella di sequenza principale. Figura 3.5: L orbita di CoRoT. Quando il Sole comincia ad interferire con le osservazioni, CoRoT ruota di 180 e comincia ad osservare la regione successiva.

13 Ad oggi sono state annunciate le scoperte di 7 pianeti da parte di CoRoT. Il rate di identificazioni viene frenato dalla necessità di ottenere conferme con la tecnica della velocità radiale dei candidati ottenuti dall'analisi delle curve di luce acquisite da CoRoT. Infatti, rilevare una periodica variazione di luminosità non è considerata una prova decisiva per l'esistenza di un pianeta, dato che altri processi fisici (es. macchie) sulla superficie delle stelle possono provocare questo effetto. In più il metodo della velocità radiale permette di ottenere la stima della massa del pianeta, che altrimenti sarebbe sconosciuta. Figura 3.6: La curva di luce di CoRoT-1 b Tabella 3.2: I pianeti rilevati da CoRoT. Pianeta M (M Jup ) R (R Jup ) P (giorni) a (UA) e i scoperto CoRoT-1 b CoRoT-2 b CoRoT-3 b CoRoT-4 b CoRoT-5 b CoRoT-6 b CoRoT-7 b

14 3.2 Kepler Kepler è un telescopio spaziale della NASA capace di cercare pianeti nella zona abitabile, della dimensione della Terra e anche più piccoli al di fuori del sistema solare. Figura 3.7: Il telescopio spaziale Kepler. La sonda monta un telescopio Schmidt da 95 cm di apertura equipaggiato da un fotometro ed uno specchio primario da 1.4 m. In tutto, il satellite pesa 1052 kg di cui 478 per il payload, ha un diametro di 2.7 m ed un altezza di 4.7 m. L array viene raffreddato tramite dei tubi connessi ad un radiatore esterno, i CCD vengono letti ogni 3 secondi e solo i pixel di interesse vengono salvati ed inviati a terra. Infatti Kepler esegue un analisi parziale dei dati a bordo e solo quelli ritenuti importanti per la missione vengono trasmessi cosi da poter ottimizzare l uso della banda. LA NASA contatta il satellite due volte a settimana tramite la banda di comunicazione X per inviarne i comandi e controllarne lo stato. I dati vengono scaricati una volta al mese utilizzando la banda K a alla velocità massima di 4.33 Mb/s. I pannelli solari (10.2 m 2 di area che possono generare 1100 W) verranno ruotati in maniera tale da avere sempre il Sole davanti, contemporaneamente il radiatore verrà puntato verso lo spazio profondo. Il costo del ciclo di vita della missione, includendo i fondi per gli anni di operazione, è stato stimato in 600 milioni di $. Figura 3.8: Il fotometro di Kepler.

15 Il lancio è avvenuto a Cape Canaveral il 7 marzo 2009 a bordo di un vettore Delta II. E stato utilizzato propellente solido per i 9 razzi strap-on ed il terzo stadio, kerosene ed ossigeno liquido per il primo stadio, 11.7 kg di idrazina e tetrossile d azoto per il secondo stadio. Figura 3.9: Il vettore Delta con Kepler. Figura 3.10: Profilo di lancio di Kepler. Kepler percorre un orbita eliocentrica sulla scia di quella della Terra (Earth-trailing solar orbit a = UA, P = 371 d) in modo tale che la Terra non occlude le stelle che vengono osservate con continuità. Inoltre quest orbita evita le perturbazioni gravitazionali che invece si hanno seguendo un orbita terreste e permette quindi un osservazione più stabile. La missione è stata progettata per durare 3,5 anni con una possibile estensione di altri 2,5 anni.

16 Figura 3.11: Orbita del telescopio. La fase di commissioning durerà all incirca 60 giorni durante i quali verranno portati avanti test e calibrazioni, solo dopo potrà cominciare l attività scientifica. Per rilevare gli esopianeti Kepler utilizzerà il metodo dei transiti osservando continuamente e simultaneamente stelle della sequenza principale di magnitudine tra 9 e 15. Poiché Kepler deve osservare un minimo di tre transiti affinché si possa essere sicuri che quanto rilevato sia stato veramente causato da un pianeta, ci si aspetta che l annuncio della scoperta di pianeti di tipo terrestre venga dato solo tra qualche mese o anno (a seconda del periodo di rivoluzione dello stesso). Il fotometro punterà un campo stellare a cavallo delle costellazioni del Cigno e della Lira, ben al di fuori dal piano dell eclittica in modo tale che la radiazione solare non disturbi le misure. Inoltre durante le osservazioni il Cigno non verrà mai oscurato dagli oggetti della fascia di Kuiper o di quella degli asteroidi. In più, il fatto che Kepler punti stelle del piano galattico che si trovano anche alla stessa distanza del Sole dal centro galattico, sarebbe molto rilevante nel caso in cui la posizione all interno della galassia fosse collegato in qualche modo all abitabilità del pianeta.

17 Figura 3.13: Lo spazio di ricerca di Kepler. Figura 3.12: Il campo di vista di Kepler.

18 4 Conclusioni La ricerca dei pianeti extrasolari si sta mostrando uno dei settori più attivi nel campo dell astronomia grazie alla scoperta di più di 340 pianeti in soli 14 anni. Il rate di scoperte è destinato ad aumentare grazie allo sviluppo di nuove tecnologie ed in particolare grazie alla progettazione e messa in orbita di missioni spaziali che, oltre ad evitare gli effetti dell atmosfera terrestre, possono studiare centinaia di migliaia di stelle contemporaneamente. Grazie agli attuali telescopi spaziali in orbita si è molto vicini a rilevare pianeti di taglia simile alla Terra, sono già partiti i primi studi di caratterizzazione di atmosfere esoplanetarie e sarà anche possibile rilevare esolune. Tuttavia il massimo obiettivo rimane quello di dare una risposta alla domanda principe che attanaglia l uomo da millenni: esistono altre forme di vita nell Universo? E entusiasmante pensare che da una missione spaziale cominciando da Kepler e CoRoT potrebbe arrivare una risposta affermativa già durante il corso della nostra vita. References G. Campanella. La Ricerca dei Pianeti Extrasolari. Tesi di Laurea, CNES web pages. D. Deming. EPOXI (EPOCh). (Michelson Summer Workshop), Luglio NASA press kit. Kepler: NASA s First Mission Capable of Finding Earth-Size Planets, Febbraio J. Schneider. Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari, 2009.