F7514 Exoplanety 9-Vlastnosti exoplanet a jejich atmosféry Marek Skarka 22.11.2023 Vlastnosti exoplanet Metoda tranzitu => poloměr planety Metoda radiálních rychlostí => hmotnost Hustota, chemické složení u tranzitujících exoplanet Vlastnosti exoplanet GAIA DR2 Vs KIC DR25 Metoda tranzitu => poloměr planety Metoda radiálních rychlostí => hmotnost Hustota, chemické složení u tranzitujících exoplanet Je potřeba dobře znát vlastnosti hvězdy Sluneční soustava Kamenné jádro velikosti terestrických planet + obal z lehčích sloučenin a plynů (H, He, H2 O, CH4 , NH3 ) Jádro z prvků skupiny železa (Fe, Ni, Mn) + obal z těžších sloučenin (Si, Mg) Kromě Země se vždy jedná o teoretické modely ● Většina známých exoplanet mají RP < 4 RZ ● Složení a struktura vychází z ze složení a podmínek v zárodečném disku 1. Kamenné planety (RP < 2 RZ , Mg, Si, Fe, Ni) 2. Vodní světy (2-4 RZ , až ½ vodního ledu) 3. Přechodné planety (4-10 RZ , velký obsah vody + plynné obálky) 4. Plynní obři (RP > 10 RZ , dominuje H a He) Chen&Kipping 2017, ApJ, 834, 17 https://lweb.cfa.harvard.edu/~lzeng/planetmodels.html Vlastnosti exoplanet Vlastnosti exoplanet Atmosféry mohou být odfouknuty zářením hvězdy - vznik sub-Neptunů? Gravitace vs. fotoevaporace Swain et al. 2019, ApJ, 881, 117 Zeng et al. 2018, 2018AGUFM.P53C2985Z, American Geophysical Union Únik lehčích prvků při velké insolaci. Jsou důležité srážky Zeng et al. 2018, 2018AGUFM.P53C2985Z, American Geophysical Union van Eylen et al. 2018, MNRAS, 479, 4786 Atmosféry mohou být odfouknuty zářením hvězdy - vznik sub-Neptunů? Gravitace vs. fotoevaporace Vlastnosti exoplanet Atmosféry exoplanet Teplotní inverze Normální průběh Málo osvětlená planeta Atmosféry exoplanet Kaltenegger, L. 2017, ARA&A, 55, 453 Spektra Terestrických planet Sluneční soustavy Atmosféry exoplanet Palle et al. 2009, Nature, 459, 814, WHT+NOT Transmisní spektrum Země - během zatmění Měsíce Atmosféry exoplanet Montanez-Rodriguez et al. 2015, ApJL, 801, 8 - pozorování zákrytu Ganyméda, WHT a VLT Transmisní spektrum Jupitera CH4 Atmosféry exoplanet Výzkum chemického složení a teplotní struktury atmosféry nám může říct něco o historii formování, klimatu či habitabilitě Složení atmosféry a její struktura definují odrazivost a vlastní tepelné záření planety Tvar a průběh celkové fázové světelné křivky Venuše 2012 Je důležité dobře znát vyzařovací charakteristiky mateřské hvězdy Atmosféry exoplanet Výzkum chemického složení a teplotní struktury atmosféry nám může říct něco o historii formování, klimatu či habitabilitě Složení atmosféry a její struktura definují odrazivost a vlastní tepelné záření planety Tvar a průběh celkové fázové světelné křivky Venuše 2012 Atmosféry můžeme zkoumat: 1. Při tranzitu (transmisní spektroskopie - složení, struktura) 2. Při okultaci (emisní spektroskopie - složení, teplotní rozložení) 3. Mapováním okultace a tranzitu (struktura, teplotní rozložení) 4. Studiem během celého oběhu (struktura, teplotní rozložení, rozdíl mezi denní a noční stranou, proudění) 5. Přímé pozorování Atmosféry exoplanet Výzkum chemického složení a teplotní struktury atmosféry nám může říct něco o historii formování, klimatu či habitabilitě Složení atmosféry a její struktura definují odrazivost a vlastní tepelné záření planety Tvar a průběh celkové fázové světelné křivky Atmosféry můžeme zkoumat: 1. Při tranzitu (transmisní spektroskopie - složení, struktura) 2. Při okultaci (emisní spektroskopie - složení, teplotní rozložení) 3. Mapováním okultace a tranzitu (struktura, teplotní rozložení) 4. Studiem během celého oběhu (struktura, teplotní rozložení, rozdíl mezi denní a noční stranou, proudění) 5. Přímé pozorování Madhusudhan 2019, ARA&A, 57, 617 Atmosféry jsme zatím schopni měřit pouze u větších planet Atmosféry exoplanet Výzkum chemického složení a teplotní struktury atmosféry nám může říct něco o historii formování, klimatu či habitabilitě Termální emise: Planeta chladnější než hvězda => poměr toků výraznější v infračervené oblasti (např. HD 209458: FP /F* ~50 ppm na 1 μm vs 1000 ppm na 4.5 μm) Follette 2023, PASP, 135i3001 - přímé zobrazování exoplanet - mladé planety září více díky reziduálnímu teplu Atmosféry exoplanet Výzkum chemického složení a teplotní struktury atmosféry nám může říct něco o historii formování, klimatu či habitabilitě Složení atmosféry a její struktura definují odrazivost a vlastní tepelné záření planety Tvar a průběh celkové fázové světelné křivky Termální emise: Planeta chladnější než hvězda => poměr toků výraznější v infračervené oblasti (např. HD 209458: FP /F* ~50 ppm na 1 μm vs 1000 ppm na 4.5 μm) Odražené světlo: Fázová funkce definuje jak velká část kotoučku planety je nasvětlená Atmosféry můžeme zkoumat: 1. Při tranzitu (transmisní spektroskopie - složení, struktura) 2. Při okultaci (emisní spektroskopie - složení, teplotní rozložení) 3. Mapováním okultace a tranzitu (struktura, teplotní rozložení) 4. Studiem během celého oběhu (struktura, teplotní rozložení, rozdíl mezi denní a noční stranou, proudění) 5. Přímé pozorování Dominuje ve vizuální oblasti Geometrické albedo = poměr přijatého a odraženého světla, závislé na vlnové délce. U horkých Jupiterů Ag <~0.5, typicky ale mnohem nižší Atmosféry exoplanet Výzkum chemického složení a teplotní struktury atmosféry nám může říct něco o historii formování, klimatu či habitabilitě Složení atmosféry a její struktura definují odrazivost a vlastní tepelné záření planety Tvar a průběh celkové fázové světelné křivky Atmosféry můžeme zkoumat: 1. Při tranzitu (transmisní spektroskopie - složení, struktura) 2. Při okultaci (emisní spektroskopie - složení, teplotní rozložení) 3. Mapováním okultace a tranzitu (struktura, teplotní rozložení) 4. Studiem během celého oběhu (struktura, teplotní rozložení, rozdíl mezi denní a noční stranou, proudění) 5. Přímé pozorování Termální emise: Planeta chladnější než hvězda => poměr toků výraznější v infračervené oblasti (např. HD 209458: FP /F* ~50 ppm na 1 μm vs 1000 ppm na 4.5 μm) Odražené světlo: Geometrické albedo = poměr přijatého a odraženého světla, závislé na vlnové délce. U horkých Jupiterů Ag <~0.5, typicky ale mnohem nižší Fázová funkce definuje jak velká část kotoučku planety je nasvětlená Rozklíčovat příspěvky vlastního záření a odraženého světla může být velmi složité => nejistota v odhadu parametrů atmosféry Dominuje ve vizuální oblasti Transmisní spektroskopie Přímé modelovaní transmisního spektra náročné => hrubý odhad vlastnostní atmosféry (=> hloubky tranzitu) může být udělán s pomocí škálové výšky H (výška, na které se sníží tlak o faktor e=2.718) Během tranzitu prochází světlo hvězdy atmosférou a je pohlcováno Během okultace je blokováno emisní vyzařování planety a odražené světlo hvězdy => informace o samotném světle hvězdy Boltzmannova konstanta Střední molekulová hmotnost Gravitační zrychlení Transmisní spektroskopie Přímé modelovaní transmisního spektra náročné => hrubý odhad vlastnostní atmosféry (=> hloubky tranzitu) může být udělán s pomocí škálové výšky H (výška, na které se sníží tlak o faktor e=2.718) Během tranzitu prochází světlo hvězdy atmosférou a je pohlcováno Během okultace je blokováno emisní vyzařování planety a odražené světlo hvězdy => informace o samotném světle hvězdy Boltzmannova konstanta Střední molekulová hmotnost Gravitační zrychlení Očekávatelné prohloubení tranzitu: Počet škálových výšek, přes které prochází světlo, typicky 2-5 Pokles bude větší pro teplejší a velké planety, které mají vodíkové atmosféry a obíhají okolo malých hvězd. Pro horké Jupitery δ~0.1 %, pro planety podobné Zemi δ~10-3-4 % Transmisní spektroskopie Boltzmannova konstanta Střední molekulová hmotnost Gravitační zrychlení Očekávatelné prohloubení tranzitu: Pokles bude větší pro teplejší a velké planety, které mají vodíkové atmosféry a obíhají okolo malých hvězd. Pro horké Jupitery δ~0.1 %, pro planety podobné Zemi δ~10-3-4 %Kabáth et al. 2019, PASP, 131, 5001 - detektabilita atmosfér u exoplanet Detekční limit pro 2m dalekohledy Počet škálových výšek, přes které prochází světlo, typicky 2-5 Přímé modelovaní transmisního spektra náročné => hrubý odhad vlastnostní atmosféry (=> hloubky tranzitu) může být udělán s pomocí škálové výšky H (výška, na které se sníží tlak o faktor e=2.718) Transmisní spektroskopie Charbonneau et al. 2002, ApJ, 568, 377 (sodík u HD 209458, HST STIS) Nízkodisperzní spektroskopie => studium hloubky tranzitu na různých vlnových délkách tranzit Mimo tranzit Pozorování během tranzitu Transmisní spektroskopie Nízkodisperzní spektroskopie => studium hloubky tranzitu na různých vlnových délkách Sedaghati et al. 2015, A&A, 576, 11 - WASP-19 b, VLT Transmisní spektroskopie Nízkodisperzní spektroskopie => studium hloubky tranzitu na různých vlnových délkách Singh et al. 2016, Nature, 529, 59 detekce atmosfér z HST a Spitzer Wakeford et al. 2017, Science, 356, 628 detekce vody v atmosféře HAT-P-26 b, HST+Spitzer Transmisní spektroskopie Nízkodisperzní spektroskopie => studium hloubky tranzitu na různých vlnových délkách Singh et al. 2016, Nature, 529, 59 detekce atmosfér z HST a Spitzer Sedaghati et al. 2017, Nature, 549, 238 detekce TiO a vody v atmosféře WASP-19 b Transmisní spektroskopie Nízkodisperzní spektroskopie => studium hloubky tranzitu na různých vlnových délkách Tsai et al. 2022, arXiv:2211.10490, fotochemie v atmosféře WASP-39 b, NIRSpec@JWST Alderson et al. 2022, arXiv:2211.10488, WASP-39 b, NIRSpec@JWST Transmisní spektroskopie Nízkodisperzní spektroskopie => studium hloubky tranzitu na různých vlnových délkách Feinstein et al. 2022, arXiv:2211.10493, WASP-39 b, NIRISS@JWST Ahrer et al. 2022, arXiv:2211.10489, WASP-39 b, NIRCam@JWST Madhusudhan et al. 2023, 2023arXiv230905566M Transmisní spektroskopie Nízkodisperzní spektroskopie => studium hloubky tranzitu na různých vlnových délkách Grant et al. 2023, ApJ, 956, 29 křemíková oblaka v atmosféře? MIRI JWST Transmisní spektroskopie Nízkodisperzní spektroskopie => studium hloubky tranzitu na různých vlnových délkách de Wit et al. 2018, Nature, 2, 214 Transmisní spektrum planet systému Trappist-1 dalekohledem Spitzer Transmisní spektroskopie Nízkodisperzní spektroskopie => studium hloubky tranzitu na různých vlnových délkách Sing et al. 2019, AJ, 158, 91 WASP-121 b - HST - Planeta o teplotě 4600 K, únik železa a hořčíku z její atmosféry Transmisní spektroskopie Nízkodisperzní spektroskopie => studium hloubky tranzitu na různých vlnových délkách Ehrenreich et al. 2015, Nature, 522, 7557 GJ 436 b - HST - únik vodíku z její atmosféry (108-9 g/s) - studium Lyα Transmisní spektroskopie Žák et al. 2019, AJ, 158, 120 - Detekce sodíku u dvou horkých Jupiterů Vysokodisperzní spektroskopie => studium hloubky konkrétních spektrálních čar, srovnání spekter během a mimo tranzit - Je potřeba dobře znát světelné elementy, odstranit telurické čáry, sesadit spektra, vyloučit zdroj z hvězdy Tellurické spektrum Spektrum po odstranění tellurických čar Napozorované spektrum 1. Posunutí spekter do barycentra Sluneční soustavy 2. Telurická korekce (model->posun->škálování ->odečtení) 1. Sesazení spekter 2. Odečtení in- a out-of-transit spekter 3. Posunutí spekter do soustavy planety 4. Sesazení Spektra z HARPS Transmisní spektroskopie Žák et al. 2019, AJ, 158, 120 - Detekce sodíku u dvou horkých Jupiterů Mraky? D2 /D1 <1 Vysokodisperzní spektroskopie => studium hloubky konkrétních spektrálních čar, srovnání spekter během a mimo tranzit - Je potřeba dobře znát světelné elementy, odstranit telurické čáry, sesadit spektra, vyloučit zdroj z hvězdy Transmisní spektroskopie Žák et al. 2019, AJ, 158, 120 - Detekce sodíku u dvou horkých Jupiterů D2 /D1 <1 Seidel et al. 2020, A&A, 643, 45 - další 2 tranzity WASP-127 b, detekce Na má původ v tellurických čarách - falešný signál? Vysokodisperzní spektroskopie => studium hloubky konkrétních spektrálních čar, srovnání spekter během a mimo tranzit - Je potřeba dobře znát světelné elementy, odstranit telurické čáry, sesadit spektra, vyloučit zdroj z hvězdy Transmisní spektroskopie Žák et al. 2019, AJ, 158, 120 - Detekce sodíku u dvou horkých Jupiterů D2 /D1 <1 Allart et al. 2020, A&A, 644, 155 - detekce Na z ESPRESSO Spake et al. 2021, MNRAS, 500, 4042 - detekce Na z HST Vysokodisperzní spektroskopie => studium hloubky konkrétních spektrálních čar, srovnání spekter během a mimo tranzit - Je potřeba dobře znát světelné elementy, odstranit telurické čáry, sesadit spektra, vyloučit zdroj z hvězdy Transmisní spektroskopie Nortmann et al. 2018, Science, 362, 1388 - detekce rozsáhlé a protáhlé He obálky okolo WASP-69 b + nedetekce u Kelt-9 b (obr A), GJ 436 b (B), HD 209458 b (C, D) Vysokodisperzní spektroskopie => studium hloubky konkrétních spektrálních čar, srovnání spekter během a mimo tranzit - Je potřeba dobře znát světelné elementy, odstranit telurické čáry, sesadit spektra, vyloučit zdroj z hvězdy Sekundární tranzity (okultace) Z okamžiků a tvaru sekundárních tranzitů lze odhadnout teplotní rozložení atmosféry a tvar planety de Wit et al. 2012, A&A, 548, 128 - HD 189733 Knutsen et al. 2012, ApJ, 754, 22 - HD 189733 Sekundární tranzity (okultace) Stevenson et al. 2014, Science, 346, 838: HST, teplotní mapa atmosféry WASP-43 b Z okamžiků a tvaru sekundárních tranzitů lze odhadnout teplotní rozložení atmosféry a tvar planety Sekundární tranzity (okultace) Showman et al. 2009, ApJ, 699, 564 - modelování proudění u HD 189733 Kreidberg et al. 2014, ApJL, 793, 27 - detekce vody u WASP-43 b v transmisní i emisní spektroskopii HST + Spitzer Z okamžiků a tvaru sekundárních tranzitů lze odhadnout teplotní rozložení atmosféry a tvar planety transmisní emisní Přímé pozorování Odstínění světla mateřské hvězdy - extrémně náročné, potřeba velkého kontrastu mezi planetou a hvězdou Madhusudhan 2019, ARA&A, 57, 617 HR8799 Přímé pozorování Odstínění světla mateřské hvězdy - extrémně náročné, potřeba velkého kontrastu mezi planetou a hvězdou Carter et al. 2023, ApJL, 951, 20 - HIP 65426 b JWST + VLT Co bylo detekováno Nejúčinější je metoda transmisní spektroskopie Madhusudhan 2019, ARA&A, 57, 617