Observation of extrasolar planets at various ages

La ricerca e la caratterizzazione dei pianeti extrasolari è uno dei maggiori campi di ricerca dell’astronomia attuale, con lo scopo ultimo di capire i meccanismi di formazione e di evoluzione dei sistemi planetari, le condizioni che permettono la formazione di ambienti adatti alla vita, e di trovare le prove di vita extra-solare. Negli ultimi decenni, la ricerca dei pianeti extrasolari ha visto un rapido aumento di interesse, e sono state cosí sviluppate nuove metodologie di ricerca. Ognuna di esse ha aspetti positivi e negativi per lo studio dell’architettura dei sistemi extrasolari e la caratterizzazione dei pianeti. Le stelle e il loro entourage planetario si formano e crescono assieme, per lo meno nella maggioranza dei casi, legate dal disco circumstellare. Al momento manca una teoria universale che possa descrivere tutti i processi che accadono tra le fasi del collasso della nube protostellare e la stabilizzazione finale del sistema. I metodi indiretti sono molto utili per studiare le zone interne dei sistemi più evoluti, nei quali il contributo del disco protoplanetario è trascurabile. Dall’altro lato, la tecnica dell’imaging diretto con strumenti ad alto contrasto offre la possibilità di studiare le prime fasi della formazione planetaria, non accessibili con altri metodi indiretti, e gioca un ruolo fondamentale per le attuali teorie di formazione planetaria. Questa tesi si focalizza sulle capacità dell’imaging diretto ottenuto con SPHERE, il nuovo strumento ad alto contrasto del VLT, nel rivelare pianeti in diversi stadi della loro evoluzione, e presenta uno studio complementare di sistemi vecchi basato sulle osservazioni delle velocità radiali con SARG, il vecchio spettrografo echelle del TNG. Il Capitolo 1 introduce brevemente le teorie di formazione ed evoluzione dei pianeti con i più importanti metodi di ricerca. Il Capitolo \ref{sec:sphere} descrive SPHERE, lo strumento usato per la maggior parte dei risultati presentati in questa tesi. Nel Capitolo 3 presento il caso di quattro oggetti giovani. Ho sfruttato il canale visibile di SPHERE per studiare i jet di Z CMa, e il canale nel vicino infrarosso per HD 100546 e T Cha, cercando segnali della presenza di pianeti. Allo stesso tempo, ho potuto studiare in dettaglio il disco circumstellare di HD 100546 in un intervallo spettrale relativamente ampio: nella sezione ad esso dedicata mostra che le strutture più brillanti del sistema suggeriscono la presenza di almeno tre regioni vuote nelle zone interne del disco, assieme ad altre strutture, come ad esempio bracci a spirale. Ho anche rilevato la presenza di una sorgente diffusa nella posizione attesa per il potenziale pianeta b, ma la natura di questa emissione è, tuttavia, ancora sconosciuta. Infine, LkCa 15 è stato studiato sia nel canale visibile che in quello del vicino infrarosso di SPHERE. Nel Capitolo 4 presento lo studio dei segni distintivi di accrescimento in un gruppo di oggetti. L’accrescimento di GQ Lup b è stato osservato sia in H_alpha che il Paschen beta, sfruttando tutti e tre i sottosistemi di SPHERE. Due sistemi i cui dintorni sono già stati ripuliti dal gas e dalla polvere sono presentati nel Capitolo 5: HIP 80591 e HIP 65426. In quest’ultimo, ho scoperto che uno dei candidati compagni aveva un’alta probabilità di essere legato alla stella a causa della sua posizione e delle sue caratteristiche spettrali. Queste conclusioni sono state poi confermate da un’analisi approfondita e da ulteriori osservazioni che hanno dimostrato che quel compagno, HD 65426 b, è un pianeta gioviano caldo con massa compresa tra 6 e 12 M_J. Nel Capitolo 6, studio l’attività cromosferica in stelle binarie vecchie allo scopo di identificare un segnale nelle velocità radiali nascosto dallo spostamento Doppler indotto dall’attività. Ho scoperto che Ha-excess, un indice basato sulla riga \Ha, è un buon indicatore dell’attività stellare quando l’indice \RHK\ non è disponibile e può essere anche usato per derivare l’età delle stelle nel caso siano più giovani di 1.5 Gyr. Inoltre, HD 76037 B mostra una variazione elevata delle velocità radiali che puo’ essere spiegata con la presenza di un compagno di piccola massa (Sissa et al. 2017) Infine, nel Capitolo 7 fornisco le conclusioni del lavoro ed espongo sviluppi futuri. Le appendici sono dedicate agli aspetti più tecnici del mio lavoro, che sono stati necessari per migliorare le capacità dello strumento e la riduzione dei dati, e per definire al meglio i set-up necessari allo strumento per raggiungere i differenti scopi scientifici.