Atmosfere esoplanetarie

La caratterizzazione delle atmosfere esoplanetarie è oggi uno degli argomenti più caldi dell’astrofisica. Recuperare informazioni sulla strutturazione e composizione chimica delle atmosfere di pianeti lontani può aiutarci a capire come si sono formati e come si evolveranno. La tecnica più utilizzata per studiare le atmosfere degli esopianeti è la spettroscopia di trasmissione che si basa sull’analisi della luce stellare filtrata dalle specie chimiche presenti nell’atmosfera. Ciò può essere eseguito da spettrografi a terra, come HARPS-N, o tramite strumenti a bordo di missioni spaziali, come JWST o Ariel nei prossimi anni.

Per interpretare le osservazioni abbiamo bisogno di modelli teorici da confrontare con i dati osservati. A tale scopo è possibile sviluppare modelli numerici che, assumendo l’equilibrio radiativo-convettivo, calcolano profili di temperatura pressione in funzione dell’input energetico stellare e dell’abbondanza chimica atmosferica. Inoltre è possibile sviluppare codici chimici che, tenendo conto dei processi di equilibrio e disequilibrio, calcolano le abbondanze chimiche per le più importanti specie atomiche, ioniche e molecolari presenti nell’atmosfera per una varietà di ambienti astrofisici. Grazie ai profili di temperatura e chimici è possibile calcolare spettri sintetici che, se confrontati con gli spettri osservati, consentono di recuperare la temperatura e le abbondanze chimiche delle atmosfere esoplanetarie. Il nostro gruppo di ricerca ha sviluppato competenze in questo campo che vanno dalle tecniche di analisi dei dati allo sviluppo di modelli numerici.

Tomografia in assorbimento dell’ H-alpha in Kelt 9b. Essa è ottenuta dividendo gli spettri in-transito di ciascuna notte (ordinati per fase) per il proprio master-out. Il risultato è una rappresentazione visiva dell’assorbimento dell’atmosfera del pianeta ed in questo caso specifico dell’H-alpha. La traccia scura rappresenta l’assorbimento dell’H-alpha presente nell’atmosfera del pianeta. Il segnale segue la curva di velocità radiale attesa, rappresentata in rosso. La regione più brillante è dovuta all’effetto Rossiter-McLaughlin causato dalla geometria del transito. Le due righe bianche rappresentano le fasi di inizio e fine transito.

	Laura Affer Ricercatore Email: laura.affer @inaf.it ORCID: 0000-0001-5600-3778		Mattia Claudio D’Arpa Dottorando Email: mattia.darpa @inaf.it ORCID:
	Claudia Di Maio Ricercatore Email: claudia.dimaio @inaf.it ORCID: 0000-0002-8669-1150		Daniele Locci Ricercatore Email: daniele.locci @inaf.it ORCID: 0000-0002-9824-2336
	Antonio Maggio Ricercatore Email: antonio.maggio @inaf.it ORCID: 0000-0001-5154-6108		Giusi Micela Capo del gruppo ExoPa Email: giusi.micela @inaf.it ORCID: 0000-0002-9900-4751
	Antonino Petralia Ricercatore Email: antonino.petralia @inaf.it ORCID: 0000-0002-9882-1020		Cesare Cecchi Pestellini Ricercatore Email: cesare.cecchipestellini @inaf.it ORCID: 0000-0001-7480-0324

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