Astrofisica cosmologia pianeti - Dipartimento di Fisica e Astronomia

Linee di ricerca in fisica dei pianeti,
astrofisica delle alte energie e cosmologia
N. Bartolo, M.Lazzarin, M. Liguori,
F. Marzari, S. Matarrese, G. Tormen R. Turolla
Formazione ed voluzione dei pianeti extrasolari e dischi circumstellari
F. Marzari
Obiettivi della ricerca:
Studiare la formazione dei pianeti extrasolari a partire da
dischi circumstellari
Modificare il modello standard di formazione per spiegare
i pianeti giganti vicino alla stella e le loro grandi
eccentricita'
Studiare in dettaglio i vari meccanismi di migrazione
planetaria per interazione con il disco e mareali
Capire la formazione di pianeti in sistemi binari e le loro
proprietà
Modello standard: i pianeti si formano da
un disco circumstellare composto da gas
e polvere che circonda la stella in
formazione. I pianeti si formano in situ con
una massa e composizione che e'
determinata dal profilo di temperatura e
densita' (gas e componente solida) del
disco circumstellare.
Dal
1995
in poi
51 Peg
664 sistemi
planetari
842 pianeti
2300 candidati
(Kepler)
Missione Kepler
Formazione ed evoluzione di pianeti in sistemi stellari binari: un
problema complesso
I planetesimi, precursori dei pianeti, sono perturbati
dalle onde di densità del disco generate dalla gravità
della stella secondaria e invece che formare corpi
più massivi (i pianeti) tendono a craterizzarsi e
frammentarsi.
Esempio di
evoluzione
orbitale di
planetesimi in un
disco parte di un
sistema binario.
Evoluzione di dischi
Alcuni problemi aperti.....
Manca un modello completo per l'evoluzione dei pianeti che
includa tutta la fisica e dinamica i.e. formazione, migrazione,
Planet-Planet scattering
Non c'e' una teoria consistente per l'origine dei planetesimi:
contributo della turbolenza nell'instabilità gravitazionale?
Modelli idrodinamici sono troppo time-consuming in
particolare in 3D per simulare l'evoluzione di polvere+gas e
quindi capire la back-reaction di una componente sull'altra.
Necessitano informazioni osservative più precise sulla
statistica dei pianeti (distribuzione in massa e elementi
orbitali) e sulla vita media e proprietà dei dischi circumstellari.
Origine della viscosità nei dischi, dead zones e conseguenze
per la migrazione planetaria e formazione dei pianeti giganti.
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Importanza dello studio dei corpi minori:
asteroidi e comete
Sono gli oggetti più primitivi del Sistema Solare, il loro studio consente di
investigare le fasi primordiali della sua formazione ed evoluzione. In
particolare le comete conservano un ricordo praticamente immodificato
della composizione, temperatura e densità della nube da cui si formò il SS.
Gli asteroidi e le comete consentono di investigare l evoluzione chimica,
termica e dinamica del SS.
Le comete ci consentono di studiare il vento solare. Con lo studio della
coda di ioni si ottengono ad esempio info sulla densità e velocità del vento.
Rappresentano le principali sorgenti di meteoriti che arrivano sulla Terra
Gli impatti con questi oggetti sono forse la causa principale della
craterizzazione dei corpi nella regione interna del SS, compresa la Terra.
Rappresentano quindi anche un fattore di rischio per la Terra e possono
essere stati responsabili di estinzioni di massa.
Sono stati e sono veicoli di molecole organiche e di acqua (in particolare le
comete) e molto probabilmente responsabili dell acqua e del sorgere della
vita sulla Terra..
Componen'(
(
Monica Lazzarin - Dip. di Fisica e Astronomia - Univ. di Padova - Ricercatore
[email protected]((
(
Cesare Barbieri – Dip. di Fisica e Astronomia - Univ. di Padova – PO
[email protected]
Sara Magrin - CISAS - Dip. di Fisica e Astronomia - Univ. di Padova – Assegnista
[email protected]
(
Ivano Bertini – CISAS - Dip. di Fisica e Astronomia - Univ. di Padova - Assegnista
[email protected]
Fiorangela La Forgia - Dip. di Fisica e Astronomia - Univ. di Padova – Assegnista
[email protected]
(
Maurizio Pajola – CISAS - Dip. di Fisica e Astronomia - Univ. di Padova –
Assegnista [email protected]
Collaborazioni: Oss. di Torino, Oss. di Arcetri, Univ., Oss. di Roma. IASF di Roma,
Univ. di Pisa, Obs. de Paris, Univ. of Hawaii, Max Planck Inst. Lindau, DLR Berlino,
Univ. Boston., Inst. de Astrofisica de Canarias
Studio da Terra
Mauna Kea-Hawaii Observatory
Studio di asteroidi e
comete mediante
indagine spettroscopica:
studio composizione
superficiale
Lo studio della composizione
è fondamentale per conoscere
l origine e l evoluzione di
questi oggetti e quindi per
investigare i processi evolutivi
del Sistema Solare
Very Large Telescope-ESO-Paranal-Cile
Studio spettroscopico di asteroidi e comete:
Indagini principali:
1.Oggetti primitivi e di transizione, relazioni tra comete e asteroidi: indagine
spettroscopica degli asteroidi della fascia piu esterna che hanno molto probabilmente
mantenuto parte della composizione originaria e mostrano caratteristiche spettrali e
mineralogiche molto simili a quelle dei nuclei cometari (composti del carbonio,
ghiaccio, silicati anidri)
2. Alterazione acquosa: oggetti di tipo tassonomico C, tra 2.5 e 3.2 UA contengono
materiale idrato, prodotto da processi di alterazione acquosa: studio dell evoluzione
termica della fascia asteroidale
3. Studio spettrofotometrico di Kuiper Belt Objects: oggetti di tipo cometario con
ghiacci di varia natura posti agli estremi confini del Sistema Solare
4.SINEO: Spectroscopic Investigation of Near Earth Objects: survey spettroscopica
a lungo termine per studiare la composizione superficiale dei NEO. Abbiamo uno dei
piu estesi set di dati specttroscopici con circa 200 spettri nel visibile e NIR (0.4-2.5
micron). Indagini effettuate: classificazione tassonomica, confronto con spettri
meteoritici, studio dello space weathering studio di oggetti peculiari come comete
addormentate, famiglie di asteroidi, tipi tassonomici rari,…
Telescopi usati: NTT di ESO (Cile), TNG (Canarie), Asiago, Large Binocular
Telescope (Arizona)
Osservazioni dallo spazio
Partecipazione alla missione spaziale dell ESA ROSETTA con il
sistema di imaging OSIRIS, in volo verso la cometa Churyumov
Gerasimenko dal 2004:
In maggio 2014 Rosetta si avvicinera’ alla cometa e la seguira’ per piu’ di un anno fino a
Dicembre 2015. Nel Novembre 2014 un piccolo robot, Philae, atterrera’ sulla sua
di
superficie.
Una enorme quantita’ di dati fotometrici sara’ disponibile la cui analisi completa
richiedera’ anni di riduzione e interpretazione.
Analisi principali:
-Studiare la composizione mineralogica superficiale della cometa
-Studiare la variegazione globale e la curva di fase (per mezzo della teoria di Hapke).
Fondamentale e’ lo studio e applicazione del modello di forma del nucleo cometario.
-Monitorare aree attive della cometa e i loro cambiamenti (erosioni, processi esplosivi,
frammentazioni, collassi, ..) a causa dell’attivita’ e studiare i processi fisici coinvolti.
-Studio della polvere e della sua evoluzione.
-Studiare la composizione del gas della chioma e la sua evoluzione, fondamentale per
capire la natura delle molecole genitrici presenti nel nucleo e quindi la composizione
del nucleo stesso che e’ uno degli obiettivi principali della missione.
Le Stelle di Neutroni
R. Turolla (stanza 237) [email protected]
•  si formano nel collasso gravitazionale
che accompagna un’esplosione di
supernova
•  sono mantenute in equilibrio dalla
pressione del gas degenere di neutroni
•  hanno massa di 1-2 M e raggio di circa
10 km
•  densità e campi magnetici estremi, ρ ≈
Crab Pulsar: la stella di neutroni al centro (freccia)
e la pulsar wind nebula circostante vista con il
satellite Chandra nei raggi X
1015 g/cm3, B ≈ 1012 G = 108 T,
paragonabili alla densità nucleare e 106
volte più intensi di quelli generati in
laboratorio
Laboratori per la Fisica Fondamentale
ü  contengono materia ultra-densa in
quantità macroscopica (superconduttività,
superfluidità, stati esotici: condensati
pionici/kaonici, quark liberi)
ü  informazioni sull’equazione di stato
(EOS) della materia a densità supranucleari dalla misura di massa e raggio
ü  il solo ambiente in cui è possibile
studiare il comportamento di materia e
radiazione in campi magnetici ultraintensi, B > BQED = 4.4x109 T
e - e+
γ
Linee di Ricerca - I
Studio osservativo (in banda X e ottica) e modellistico
dell’emissione termica da stelle di neutroni isolate
Misura di raggio e massa
Determinazione della EOS !
R dal fit spettrale in banda X/ottica con un modello per
l’emissione termica dalla superficie
M/R dalla misura di effetti general-relativistici (red-shift
gravitazionale, deformazione dei profili di pulsazione)
Distribuzione spettrale della stella di neutroni
Isolata RX J1856.5-3754 → R = 12 km
Linee di Ricerca - II
Studio delle magnetars: stelle di neutroni ultra-magnetizzate
(B ≈ 1010-1011 T)
Fisica in campi magnetici ultra-forti:
birifrangenza del vuoto, one photon pair production, etc.
ℏ​𝜔↓𝐵 ~11.6 (​​𝑚↓𝑒 /𝑚 )(​𝐵/​10↑8 T ) keV
A B ≈ 1011 T
ℏ​𝜔↓𝐵,𝑒𝑙𝑒𝑐𝑡𝑟𝑜𝑛 ~11.6 MeV
ℏ​𝜔↓𝐵,𝑝𝑟𝑜𝑡𝑟𝑜𝑛 ~6.3 keV
Misura di una riga variabile di ciclotrone protonica nello
spettro X della magnetar SGR 0418+5729 → B ~ 1011 T
Cosmologia
Staff
•  Nicola Bartolo (stanza 236)
•  Michele Liguori (stanza 236)
•  Sabino Matarrese (stanza 238)
•  Ornella Pantano (stanza 237)
•  Giuseppe Tormen
[email protected]
[email protected]
[email protected]
[email protected]
[email protected]
Post-docs
•  Frederico Arroja
•  Maresuke Shiraishi
•  Yuko Urakawa (visiting Professor)
Dottorandi
•  Dario Cannone
•  Dionysis Karagiannis
•  Karmakar Purnendu
•  Angelo Ricciardone
Principali collaborazioni:
SISSA Trieste, Univ. di Roma Tor Vergata,
Dip. di Astronomia Univ. Bologna, DAMTP (Cambridge, UK),
Imperial College (London, UK), ICREA (Barcellona), IAP (Parigi)
Linea di ricerca 1:
Universo primordiale
•  Inflazione: fase di espansione accelerata causata
dall’energia del vuoto nell’Universo primordiale.
•  Scenario standard per spiegare le prime perturbazioni
di densita` da cui hanno avuto origine le strutture cosmiche
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Modelli inflazionari con campi scalari e/o di gauge (à effective field
theory of inflation)
Generazione di perturbazioni di curvatura da fluttuazioni quantisiche
del vuoto e non-Gaussianita’ primordiale (in-in formalism)
Generazione di onde gravitazionali primordiali
Linea di ricerca 2:
Cosmic Microwave Background
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Universo primordiale allo stato di plasma,
barioni e fotoni fortemente accoppiati.
Fotoni “intrappolati” nel plasma. Dopo la
ricombinazione si propagano liberamente
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• 
Il CMB e` una fotografia dell’Universo
~300000 anni dopo il big bang. Miniera di
informazioni sulle condizioni iniziali e sui
parametri cosmologici
•  Analisi dati del CMB ad alta risoluzione, in temperatura e polarizzazione: Planck
•  Sviluppo di estimatori statistici per test delle condizioni iniziali
•  Studi teorici e numerici dell’evoluzione delle perturbazioni del CMB
Angular scale
90
18
2
10
1
0.2
0.1
0.07
6000
5000
D`[µK2]
4000
3000
2000
1000
Planck
0
50
500
1000
Multipole moment, `
1500
2000
2500
linea di ricerca 3:
struttura su grande scala (LSS)
•  Le stelle sono organizzate in galassie, a loro
volta raggruppate in ammassi di galassie.
L’Universo su grandi scale presenta una tipica
struttura “filamentare” (cosmic web), e sono
circondati da grandi vuoti. Il contenuto in materia
e` dominato da materia oscura non barionica.
•  L’espansione dell’Universo attuale e` dominata
dall’energia oscura, che ne determina
l’accelerazione
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Ricerca di effetti della non-Gaussianita’ primordiale (inflazionaria) nella LSS
Evoluzione delle perturbazioni in modelli con dark energy dinamica (e.g.
Galileone) e/o gravita’ modificata (e.g. f(R)) ed effetti sulla LSS
Back-reaction delle perturbazioni cosmologiche e accelerazione cosmica
Linea di ricerca 4:
simulazioni N-body (LSS)
•  Nel modello cosmologico standard
la LSS si forma per collasso gravitazionale
delle piccole fluttuazioni primordiali al termine
dell’inflazione
•  Simulazioni N-body: studiano l’evoluzione delle
strutture attraverso complessi algoritmi numerici,
che mirano a seguire l’evoluzione temporale di
estese regioni dell’Universo.
•  Studio di simulazioni N-body per comprendere
proprieta` e struttura degli aloni di materia
oscura. Confronto con le osservazioni.