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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 diminuisce drasticamente durante la vita della stella. Si è quindi attivata una linea di ricerca mirata a integrare la conoscenza fra l'emissione stellare (e solare) ad alta energia e le condizioni chimiche e fisiche delle atmosfere planetarie.

I meccanismi coinvolti nella interazione fra la radiazione ad alta energia e atmosfere planetarie sono complessi: La radiazione ultravioletta, molto intensa, interagisce con gli strati più esterni dell'atmosfera, mentre i raggi X interagiscono 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). Attraverso un modello accurato di fotoionizzazione sono stati calcolati il rate e l'efficienza del riscaldamento, insieme al valore della colonna a cui i fotoni di una data energia vengono completamente assorbiti all'interno dell'atmosfera. Mentre il riscaldamento degli strati esterni è dominato dalla radiazione ultravioletta, per colonne superiori a $10^{20}$ cm$^{-2}$ solo la radiazione X può riscaldare l'atmosfera (Cecchi Pestellini et al. 2009). 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 è stato studiato come la radiazione X stellare possa influenzare la perdita di massa da parte dei pianeti durante tutta la vita della stella. Tenendo conto dell'evoluzione della funzione di luminosità in raggi X, si trova che l'evoluzione della massa dei pianeti in orbita stretta, dipende in modo significativo dalla storia dettagliata della luminosità X della stella parente. Nel caso delle stelle di tipo solare, le stelle che si trovano nella coda ad alta luminosità della distribuzione possono fare evaporare pianeti entro 0.5 AU, mentre una frazione sostanziale di pianeti possono sopravvivere se sono esposti a una radiazione di intensità moderata. Come conseguenza di questo fenomeno, la funzione di massa planetaria può subire modifiche significative a causa delle perdite atmosferiche (Penz, Micela, & Lammer 2008).

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. È stata calcolata l'efficienza della perdita di massa dovuta 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 è 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 è 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. La perdita di massa totale, integrata durante la vita della stella, è compresa fra il 2% e il 5%. Si trova che alla distanza orbitale del pianeta (0.045 AU), le forze mareali sono trascurabili, ma che diventano rilevanti per distanze $<0.02$ AU. In questi casi gli effetti combinati della radiazione XUV e del lobo di Roche possono produrre una perdita di $\sim 30\%$ della massa del pianeta in 4 Gyr (Penz, Erkaev, Kulikov et al. 2008). Questo primo studio sistematico della storia della perdita di massa di HD 209458b è importante per verificare i modelli di evoluzione esoplanetaria.


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Flavio Morale 2009-10-27