Bridging the lower- and the upper-atmosphere of exoplanets through high-resolution transmission spectroscopy

Sono passate solo due decadi da quanto furono scoperti i primi esopianeti, ma già ne conosciamo migliaia. Mostrano un vasto spettro di masse, raggi e orbite. Le nostre teorie di formazione ed evoluzione, basate sul Sistema Solare, non sono adeguate a spiegare questa varietà, e devono perciò essere ampliate. Di circa 1000 pianeti conosciamo massa e dimensioni (perciò densità), ma queste non sono sufficienti a ottenere il quadro generale. La composizione del nucleo planetario è un tracciante migliore della sua storia evolutiva, ma è più difficile da misurare. Tuttavia, da 15 anni una finestra sull’interno dei pianeti è stata aperta: lo studio della loro atmosfera. La composizione chimica di un’atmosfera dipende sia dai processi di formazione che da quelli evolutivi. La posizione dove il pianeta si è formato (all’interno o all’esterno della linea dei ghiacci), e il preciso processo di formazione, determinano l’arricchimento iniziale in elementi pesanti, meglio tracciati con la composizione della bassa atmosfera. Processi successivi, come l’evaporazione della parte alta dell’atmosfera, causa una deviazione dalla composizione iniziale. Sia la bassa che la alta atmosfera vanno studiate per discernere questi effetti. La spettroscopia di trasmissione, in particolare, offre l’opportunita di sondare le atmosfere a partire dai 10 bar, dove la composizione rassomiglia a quella del nucleo, fino alla sua parte più esterna. Due effetti limitano l’efficacia di questa tecnica: 1) Le osservazioni della parte bassa e di quella alta dell’atmosfera utilizzano diversi strumenti, in termini di lunghezza d’onda, potere risolutivo e sensibilità al continuo planetario, rimosso dagli effetti dell’atmosfera terrestre per strumenti da terra. Queste differenze rendono complesso combinarle; 2) Scattering da aerosols puo mascherare le segnature spettrali, impedendoci di identificare costituenti atmosferici chiave. Durante il mio PhD, ho sviluppato un codice per affrontare queste problematiche. pyeta è uno strumento flessibile per simulare osservazioni di spettri di trasmissione per risoluzioni da basse ad alte, su una larga banda spettrale, prese da terra o da spazio, spaziando dalla parte bassa a quella alta dell’atmosfera. Per prima cosa, ho validato pyeta riproducendo osservazioni da terra HARPS ad alta risoluzione di pianeti gassosi giganti. In WASP-49b, ho determinato che il nucleo delle righe del sodio è generato nella termosfera, poiché la loro grande intensità richiede temperature di 2000 K più calde della temperatura di equilibrio del pianeta. In HD189733b, ho mostrato che il non riscontro di acqua con HARPS è consistente con le predizioni, e determinato che il nuovo spettrografo ESPRESSO sarà in grado di fare la misura con successo in un solo transito del pianeta. Sfruttando pyeta, ora validato, ho combinato per la prima volta misure HST da spazio e HARPS da terra, ad alta e bassa risoluzione, dall’ottico al vicino infrarosso. Combinate, queste osservazioni sondano le parti bassa e alta dell’atmosfera di HD189733b. I risultati sui data set separati di HARPS e HST sono consistenti con quelli riportati in letteratura. I dati HST mostrano la prevalenza di aerosol nel pianeta, mentre una precedente analisi dei dati HARPS aveva situato il sodio nella termosfera del pianeta. Considerando i due data set contemporaneamente, ho determinato che la temperatura termosfera potrebbe raggiungere i 10000 K a 0.25 raggi sopra la superficie del pianeta. Oltre a influire sull’interpretazione delle righe atomiche negli spettri di trasmissione, gli aerosol sono un fattore limitante in quanto occultano segnature spettrali delle molecole. Se non occultate, le molecole possono essere trovare con tecniche di cross-correlazione (CCF) negli spettri ad alta risoluzione. L’acqua ha numerose bande spettrali ben separate, di intensità crescente dall’ottico all’infrarosso. La differenza tin contrasto tra le loro CCF è perciò una misura di quanto in alto nell’atmosfera siano gli aerosol. Ho simulato una griglia di modelli ad risoluzione di tipici pianeti gioviani caldi ricchi in aerosols. Ho cosi trovato che la tipica differenza in contrasto tra le CCF di bande diverse può raggiungere le 100 ppm, alla portata di nuovi spettrografi ad alta risoluzione come ESPRESSO, CARMENES, HARPS-N+GIANO, CRIRES+ o SPIRou. Gli aerosols non hanno comunque un impatto sulle nostre scoperte in WASP-43b, dove una riduzione preliminare di 3 spettri di trasmissione HARPS/-N ha mostrato una profonda riga del sodio, spiegabile solo alla luce della presenza dell’atomo ad oltre 200 altezze di scala nell’atmosfera del pianeta, forse nella sua esosfera. La stella ospitante tuttavia è debole, dunque la rimozione delle righe telluriche non è ottimale. Per questo ho richiesto ed ottenuto dati HST STIS G750M a media risoluzione per confermare questa misura senza precedenti. La riduzione dati è in corso, e gli strumenti sviluppati in questa tesi permetteranno la combinazione con le precedenti osservazioni da terra. Riassumendo, questa tesi ha dimostrato che è possibile studiare le atmosfere planetarie con una combinazione di differenti tecniche capaci di sondare dalla parte bassa a quella alta dell’atmosfera. Ho anche affrontato il problema degli aerosols, sviluppando un metodo alternativo ed innovativo per misurarli. Osservazioni con JWST e gli ELT permetteranno enormi avanzamenti nelle teorie di formazione ed evoluzione planetaria, e trarranno beneficio dagli sviluppi ottenuti in questa tesi.