Planetologia Extrasolare Introduzione e Sistema Solare

1. Planetologia Extrasolare Introduzione e Sistema Solare R.U. Claudi

2. PROGRAMMA CORSO • Introduzione e Sistema Solare • Metodi Osservativi • Caratteristiche Pianeti extrasolari • Cenni formazione dei pianeti Extrasolari • Zone abitabili ed Evoluzione del Pianeta Terra • Ricerca della vita

3. La ricerca di altri mondi non comincia oggi… I mondi si originano così: molti corpi di tutte le forme e dimensioni si muovono dall’infinito in un grande vuoto dove si uniscono e producono un singolo vortice, nel quale, urtandosi l’un l’altro e girando in vari modi iniziano a separarsi (Leucippo ~480-420 a.C.) In alcuni mondi non ci sono il Sole a la Luna, in altri sono più grandi che nel nostro mondo, e in altri ancora più numerosi. Ci sono mondi vuoti di creature o piante o ogni umidità (Democrito ~460-370 a.C.) Ci sono infiniti mondi, sia simili che diversi dal nostro. Poiché gli atomi sono infiniti in numero, come già dimostrato, non esiste alcun ostacolo ad una infinità di mondi (Epicuro, 341-270 a.C.) Ma Aristotele (384-322 a.C) sostiene che: Non può esserci più di un mondo

4. …e per qualcuno non è stata salutare.. Giordano Bruno (1548-1600): De l’Infinito, Universo et Mondi Sostiene che l’universo è infinito, vi sono infiniti mondi e che questi sono tutti abitati da essere intelligenti

5. Galileo, Kepler e i lunatici… 1610: Sidereus Nuncius Mare Terra ipotizzò che la cavità lunare osservata da Galileo fosse stata formata da abitanti intelligenti che “...fecero le loro case in numerose caverne”.

6. Vortici e dubbi…. Cartesio 1644: “Principia Philosophiae Torna alla visione atomistica: vuoto riempito di atomi. Creazione dei vortici, moto imposto da Dio, formazione del sistema solare Bovier de Fontenelle, (1688) “Entretiens sur la pluralitè des mondes” “if the fix’d stars are so many Suns, and our Sun the centre of the Vortex that turns around him, why may not every fix’d star be the centre of a vortex that turns round the fix’d star? Our Sun enlightens the Planets, why may not every fix’d star have planets to which they give light?”

7. Primo approccio scientifico al problema: Proctor e Flammarion Non è possibile dimostrare l’esistenza della vita su altri mondi “Other worlds than ours” (1870) “Our place among infinities” (1875) Possibilità futura di vita su Giove e Saturno a causa evoluzione “La pluralitè des mondes habites” (1862) La teoria dell’evoluzione cosmica, bandisce il concetto di antropocentrismo. La vita si genera spontaneamente e poi evolve seguendo i percorsi tracciati dalla sua interazione con l’ambiente circostante.

8. EXOBIOLOGY…. la prima volta… Joshua Lederberg (1925 - 2008) 1958: Premio Nobel per i suoi lavori sulla genetica e sulla capacità dei batteri di scambiarsi geni 1960: “Exobiology: experimental approches to life beyond the Earth”.

9. 1963: La stella di Barnard e Peter van de Kamp HIP 87937: Stella della costellazione di Ofiuco. Tipo spettrale M4 Mv=9.5 Distanza=18.8 pc μ=-798.71 mas/yr Moto Proprio μ=-798.71 mas/yr Nel 1963 P. van de Kamp interpreta una perturbazione nel moto proprio della stella come causato da un pianeta gigante di tipo Gioviano. 1980: l’interpretazione viene smentita da misure indipendenti

10. 1995, Mayor & Queloz annunciano 51 Peg b:il primo pianeta extrasolare scoperto. Curva di velocita’ radiale Metodo di scoperta: Oscillazione del baricentro della stella per la presenza del pianeta.

11. Il Sistema Solare

12. Posizione dei Pianeti Saturno: n=5 Terra: n=1 Fascia asteroidi: n=3 Mercurio: n=-  Nettuno: n=7 Sole Venere: n=0 Urano: n=6 Plutone: n=8 Marte: n=2 Giove: n=4

13. I Pianeti Rocciosi o di tipo Terrestre Mercurio Marte Venere • Vicini al Sole • Alta densità • Piccoli raggi • Piccole Masse • Elevata craterizzazione • Atmosfera: poca o nulla • Pochi satelliti Terra

14. PIANETI TERRESTRI: ROCCIA E METALLI

15. I Pianeti Gassosi o di tipo Gioviano Giove Saturno Urano • Lontani dal Sole • Bassa densità • Grandi Raggi • Grandi Masse • Atmosfere estese • Molti satelliti Nettuno Plutone

16. PIANETI GIGANTI: GAS, GHIACCIO, ROCCIA Tutti emettono piu’ energia di quanta ne ricevono dal Sole

17. Età del Sistema Solare e Sua Misura Determinazione dell’età del sistema solare tramite il metodo della datazione radioattiva. Età: 4.55  109 anni

18. Il Sistema Solare: fatti osservativi • Orbite: progradi, bassa eccentricità e complanarità • Orbite comprese in circa 30 UA • Presenza di corpi minori • Rotazione Planetaria come rivoluzione (tranne Venere, Urano e Plutone) • Massa totale pianeti 0.2%, Momento angolare 98% • Composizione chimica • Età (4.5 Gyr) • Meteoriti e Craterizzazione

19. Formazione planetaria: Modello Standard 4. Formazione pianeti terrestri 1. Formazione del disco 2. Sedimentazione della polvere 5. Formazione dei pianeti giganti 3. Formazione dei planetesimi 6. Dissipazione del disco

20. FORMAZIONE DEI PLANETESIMI DALLA POLVERE DEL DISCO Velocita’ di discesa nel piano mediano del disco lungo l’asse z (gravita’) •  = Densità della Particella • cs = velocita’ del suono • g = densita’ del gas  10-9 g/cm3 •  = ( G M٭ / r )½ • R = raggio della particella VZ= (2 z  R) / (g cs) Per 1 m td 107 anni > eta’ della nebula !!! Collisioni sticking chimico crescita in dimensioni vz R td 104 Disco di materiale solido con particelle 1-100 mm Formazione dei planetesimi ? Vortici (Tanga et al. 1996) planetesimi crescono rapidamente nei vortici per instabilita’ o sticking Instabilita’ gravitazionale (Goldreich & Ward 1978) Mp 16 2 G2 s3 / n4 1 – 10 km a 1 AU TURBOLENZA!! La polvere trascina il gas a VK. Crescita continua fino a 1-10 km. Attenzione al drift veloce verso la stella. 1 m impiega 100 anni. Sticking chimico e meccanico? Turbolenza?

21. Simulazione che mostra come si possano formare planetesimi per coagulazione durante la sedimentazione verso il piano mediano. Importante e’ il calcolo delle velocita’ relative che dipendono dall’interazione con il gas e la dimensione delle particelle di polvere. Importante e’ la risoluzione verticale perché i corpi più grossi tendono a concentrarsi verso il piano mediano. Weidenschilling, 2000

23. Velocita’ relative tra i planetesimi: le equazioni V2 = (5/8 e2 + 1/2 i2 ) V2K Velocita’ quadratica media Equazioni di Stewart & Wetherill (1989) per descrivere la variazione della V1 di una popolazione di massa m1 a causa di interazioni con una popolazione di massa m2 e V2. Contributo dovuto a scattering gravitazionale: eq. Fokker-Planck. Collisioni inelastiche con eq. di Boltzmann. • A = 3/4 ½ ( G2 / V1) V12-3 v2 ln ….....Stirring viscoso dovuto agli incontri gravitazionali a 2 corpi • B = ½ (m2 (v12 – v22) + 2 m1 v12) ….. Stirring viscoso dovuto a collisioni inelastiche • C = - ½ (R1 + R2)2 V12……… Riduzione dell’energia termica causato da collisioni inelastiche • D = 4 ½ L G2 (m2 v22 – m1 v12) ….. Riduzione dell’energia termica per frizione dinamica (equiripartizione dell’energia) • E = -  CD / (2m) g Vgas R2 Gas drag. d V1 / dt = A + B + C + D + E V relativa fondamentale per modellare collisioni che a loro volta determinano la velocita relativa!!!

24. Runaway growth Formazione di protopianeti Fase dei Grandi Impatti (formazione della Luna). I protopianeti a causa delle mutue perturbazioni gravitazionali aumentano le proprie eccentricita’ e le orbite si intersecano: collisioni tra i protopianeti.

25. Alcuni miliardi di planetesimi ruotano attorno alla protostella su orbite Kepleriane Asteroidi e Comete I planetesimi collidono e formano oggetti piu’ grossi fino ai pianeti e il nucleo dei pianeti giganti. Asteroidi e comete sono i planetesimi residui della processo di formazione planetaria

26. Origine della Luna per un giant impact. Il proiettile era forse delle dimensioni di Marte. La Luna si riaccumula dal disco di debris intorno alla Terra.

27. Accumulazione planetesimale in protopianeti t  1 – 5 Myr (pianeti terrestri), ≤ 1 Myr (pianeti giganti??) Stadio dei "grandi Impatti": t 1-100 Myr a seconda della densità superficiale del disco s(formazione della Luna). "Gas infall" sui pianeti giganti (t 103-104 anni). Pianeti terrestri Involucro: gas (H, He..) Pianeti giganti (rocciosi) Core: roccia + ghiaccio; Condensano materiali refrattari (silicati, metalli) Ms / Mg 1/240 (Frost line) T  170 K 4 UA Condensano ghiacci H2O, CH4, NH3 Ms / Mg 1/60

28. Sequenza di Condensazione

29. Atmosfere Planetarie Definizione Esosfera Parametro di Fuga

30. Atmosfere Planetarie

31. STRUTTURA DEI PIANETI GIGANTI • Giallo: idrogeno molecolare • Rosso: idrogeno metallico • Blu: ghiacci • Nero: roccia

32. Problemi del modello standard nel Sistema Solare: • Poca massa al presente nella Kuiper Belt • Tempi di formazione di Urano e Nettuno troppo lunghi ( 1 Gyr) Troncamento della nebula oltre Saturno e migrazione di Urano e Nettuno verso l’esterno (Thommes et al. 2000; Weidenschilling et al. 2004). Tempi scala per la formazione di U-N comparabili con quelli di G-S, meno massa nella Kuiper Belt.

33. ALCUNI DEI PROBLEMI APERTI NEL SISTEMA SOLARE • La mancata formazione di un pianeta nella regione asteroidale • Tempo scala della formazione di Giove. Core? • Cosa ha indotto alte e e i nella regione asteroidale? • Evoluzione collisionale degli asteroidi • La formazione di Urano e Nettuno. Migrazione? • Origine della struttura dinamica della Kuiper Belt (scattered disk, Plutini, disco ‘caldo’ e ‘freddo’....) • Massa, dimensioni e struttura della nebula presolare (MMSN?..) • Alte inclinazioni degli asteroidi Troiani di Giove • IL meccanismo generale di cattura dei Troiani. • Origine dei satelliti irregolari dei pianeti • Origine dei NEA • La Oort cloud?

34. Previsioni del modello standard • Le orbite dei pianeti sono quasi circolari e complanari • I pianeti giganti si formano solo a grandi distanze dalla stella centrale • Nelle zone centrali (ed in particolare nella regione di abitabilità) dovrebbero formarsi pianeti rocciosi

35. Perché cercare pianeti fuori dal Sistema Solare? Il sole è una stella di tipo abbastanza comune nella Galassia. Lo è anche per quanto riguarda la presenza del Sistema Planetario? Come trovare altri “Soli”?

36. Il processo di nascita delle stelle è continuo, e anche oggi potrebbero esserci dei dischi protoplanetari nelle regioni ricche di gas e polveri.

37. Il primo disco protoplanetario scoperto otticamente è stato quello di b Pictoris, nel 1984.

38. Nella grande nebulosa di Orione sono stati identificati circa 60 dischi protoplanetari, in una fase evolutiva simile al sistema solare primigenio. Una tale abbondanza di dischi fa pensare che la loro formazione sia un fenomeno comune nella galassia.

39. Low-mass PMS stars Class II Class I Class III

40. Alcune stelle si trovano oggi nella fase in cui si trovava il Sistema Solare circa 4 miliardi di anni fa, la fase T-Tauri, caratterizzata da getti di materia. Queste stelle vengono denominate ‘oggetti Herbig-Haro’ Quindi esistono numerosi dischi in cui attualmente si stanno formando nuovi pianeti. Data la loro dimensione, ~30 miliardi di km, essi sono facili da rivelare. Esistono anche altri pianeti già formati?

41. Un pianeta già formato è molto piccolo rispetto ad una stella. Giove ha un diametro di 140 mila km e la sua luce riflessa sarebbe difficilissima da rivelare attorno ad un’altra stella. 60 MJ 20-50 MJ Gliese 623A e B Gliese 229A e B