Emissione X e interazione con le atmosfere planetarie

Una conseguenza dell'evoluzione delle corone stellari è che la radiazione ad alta energia incidente sulle atmosfere planetarie è diminuita drasticamente durante la vita della stella. Questo progetto mira a integrare la conoscenza fra l'emissione stellare (e solare) in banda X e le condizioni chimiche e fisiche delle atmosfere planetarie.

I meccanismi coinvolti nella interazione fra raggi X e atmosfere planetarie sono complessi: I raggi X inducono radiazione attraverso la ionizzazione, l'eccitazione e il riscaldamento dovuto al fotoassorbimento, e attraverso la ionizzazione, l'eccitazione indotta dagli elettroni secondari prodotti durante l'interazione fotone-gas. Tutto ciò può produrre effetti globali complessi sull'equilibrio di ionizzazione e chimico dell'atmosfera (Cecchi Pestellini et al. 2006). In certe condizioni di composizione chimica e densità, può essere prodotta emissione IR e UV secondaria, e in alcuni casi dosi biologicamente significative di radiazione UV possono raggiungere zone dell'atmosfera profonde, otticamente spesse rispetto alla radiazione X incidente. Si possono avere anche effetti significativi sulla temperatura dell'atmosfera planetaria con conseguenze sull`"abitabilità" del pianeta. Questi studi sono condotti in collaborazione con C. Cecchi Pestellini (INAF- Osservatorio di Cagliari).

Lo studio degli effetti dell'emissione dell'alta atmosfera stellare sui pianeti è quindi cruciale per capire gli effetti del Sole primordiale sulla formazione ed evoluzione dell'atmosfera terrestre (ma anche per esempio di Marte) e finalmente sullo sviluppo biologico.

All'interno di questa tematica le attività riguardano:

• Determinazione dell'evoluzione spettrale e della frequenza dei brillamenti nelle corone stellari durante la vita stellare sulla sequenza principale, per determinare lo spettro ad alta energia incidente sul pianeta.

• Elaborazione di un modello fisico dell'interazione radiazione ad alta energia atmosfera planetaria a diversi stadi dell'età stellare (Cecchi Pestellini et al 2008).

• Individuazione di possibili diagnostiche infrarosse dell'interazione fotoni X- atmosfere

Nell'ambito di questa tematica è stato attivato il progetto di borse di studio M. Curie finanziato dalla U.E. (Development Host fellowhip FP5 2000-2004) e del programma (2004-2008) ``The Influence of stellar high energy radiation on planetary atmospheres'' finanziato nell'ambito Marie Curie Host Fellowship for the Transfer of Knowledge.

Nel 2007 sono stati svolti alcuni lavori riguardanti le condizioni atmosferiche del pianeta attorno alla stella HD 209458 e l'voluzione di pianeti attorno a stelle dG e dM.

HD 209458b è il pianeta gigante in orbita stretta attorno alla sua stella studiato più approfonditamente. In particolare, ricercatori di OAPA hanno ricostruito l'evoluzione della perdita di massa planetaria indotta dalla radiazione ad alta energia proveniente dalla stella durante tutta la sua vita, studio necessario per comprendere lo stato attuale del pianeta. Abbiamo calcolato l'efficienza della perdita di massa dovuto al blow up idrodinamico studiando la perdita di atomi di idrogeno dal pianeta a causa dell'emissione X e EUV stellare. La perdita di massa é stata calcolata come funzione dell'energia assorbita nella termosfera tramite un algoritmo numerico dipendente dal tempo che risolve il sistema di equazioni idrodinamiche includendo gli effetti del lobo di Roche. Dipendendo dall'efficienza del riscaldamento, la massima temperatura ottenuta per una termosfera ricca di idrogeno é circa 5000-10000 K a 1.5 R$_{pl}$ in accordo con le osservazioni. Lo studio dimostra che la parte superiore dell'atmosfera di HD 289458b subisce un blow up idrodinamico anche a queste basse temperature se non si trascurano gli effetti gravitazionali causati dalla vicinanza del pianeta al limite del lobo di Roche. Assumendo la massima efficienza il pianeta può essere soggetto a una perdita di massa di $\sim 3.5 10^{10} g s^{-1}$. Considerando che il flusso XUV stellare era molto più alto quando la stella era molto giovane, la perdita di massa può avere raggiunto nel passato un valore di due ordini di grandezza più alto. In totale, in 4Gyr, il pianeta può avere perso una frazione significativa della massa iniziale. Questo primo studio sistematico della storia della perdita di massa di HD 209458b è importante per verificare i modelli di evoluzione esoplanetaria.

Un'altra importante questione è la distinzione fra perdite atmosferiche e atomi neutri energetici prodotti dall'interazione del vento stellare con gli strati superiori dell'atmosfera del pianeta. I due meccanismi producono simili caratteristiche nella riga Lyman $\alpha$ osservata con Hubble Space Telescope. Atomi energetici neutri si formano attorno ai pianeti del sistema solare tramite un meccanismo di scambio di carica tra i protoni del vento solare e gli atomi di idrogeno neutri delle esosfere planetarie. I nostri studi hanno mostrato che le caratteristiche della riga Lyman $\alpha$ osservata durante il transito di HD 289458b può essere spiegato da un meccanismo simile e che la pressione di radiazione da sola non può spiegare le osservazioni. Poichè quest'approccio è alternativo a quello comunemente considerato e presenta un metodo nuovo per misurare il vento stellare nelle vicinanze della stella, questo lavoro è stato pubblicato su Nature.

Un'analisi simile è stata condotta per le stelle dM, che sono il maggior costituente stellare nell'intorno solare e probabilmente saranno fra gli oggetti più osservati dalle missioni future per lo studio dei pianeti extrasolari. La zona abitabile attorno alle stelle M si trova relativamente vicino alla stella, quindi lo studio dei processi di perdita di massa atmosferica ha implicazioni dirette per l'abitabilità dei pianeti. Nel caso delle stelle dM, gli effetti dovuti alla radiazione stellare ad alta energia risultano comunque meno rilevanti per l'evoluzione delle masse planetarie. In particolare la perdita di massa è trascurabile per pianeti gioviani ricchi di idrogeno in orbite oltre 0.02 AU, mentre pianeti nettuniani possono essere influenzati fino a distanze di 0.05 AU. Per orbite di 0.02 AU, sono importanti anche gli effetti del lobo di Roche, ma a causa della piccola massa delle stelle M, essi sono meno rilevanti che per le stelle G.