Studio delle atmosfere esoplanetarie

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Scoprire un pianeta e misurarne massa, raggio e densità [link] ci dice quanto è grande e pesante, ma non com’è fatto. Per rispondere a questa domanda bisogna guardare la sua atmosfera: il sottile involucro di gas che ne custodisce la temperatura, la composizione chimica, il clima e i venti, e che conserva traccia di come e dove il pianeta si è formato. Lo studio delle atmosfere è quindi il passo che trasforma un punto su un grafico massa-periodo in un mondo vero e proprio, e fornisce gli indizi più diretti per valutarne l’abitabilità.

La tecnica principale è la spettroscopia in trasmissione. Quando il pianeta transita davanti alla sua stella, una piccolissima frazione della luce stellare attraversa gli strati esterni della sua atmosfera prima di raggiungerci: atomi e molecole assorbono la luce a lunghezze d’onda ben precise, lasciando una debole “impronta” nello spettro. Confrontando lo spettro della stella durante il transito con quello fuori dal transito è possibile isolare questo segnale, rivelare gli elementi chimici presenti e misurare la dinamica del gas, come i venti o i flussi di materia che sfuggono dal pianeta.

Con spettrografi ad alta risoluzione come HARPS-N (nel visibile) e GIANO-B (nel vicino infrarosso) al Telescopio Nazionale Galileo (TNG) è possibile risolvere le singole righe spettrali — ad esempio la serie di Balmer dell’idrogeno, il doppietto del sodio o il tripletto dell’elio metastabile, un tracciante diretto delle atmosfere in evaporazione — e seguirne lo spostamento Doppler lungo l’orbita del pianeta tramite tecniche di tomografia e di cross-correlazione.

Un’atmosfera planetaria, però, non evolve in isolamento. La stella ospite ne è la principale “regista”: la sua emissione ad alta energia (raggi X e ultravioletto), strettamente legata al magnetismo e all’attività stellare [link], riscalda gli strati più alti dell’atmosfera innescando processi di fotoevaporazione e guida una complessa evoluzione fotochimica; il vento stellare e le espulsioni coronali di massa possono inoltre perturbarla ed eroderla nel corso di milioni di anni. Questi processi sono al centro dello studio dell’interazione stella-pianeta [link].

La stella influenza anche la misura stessa: macchie e facole sulla superficie stellare possono alterare lo spettro in trasmissione, fino a mimare o mascherare la presenza di alcune specie chimiche. Per questo l’interpretazione dei dati atmosferici procede di pari passo con la modellistica dell’attività stellare [link].

L’attività del gruppo combina quindi l’analisi di dati osservativi ad alta risoluzione con lo sviluppo di modelli teorici e numerici, con l’obiettivo di interpretare la natura degli esopianeti e di preparare il terreno per la prossima generazione di missioni spaziali dedicate, come la missione ESA Ariel, che osserverà le atmosfere di circa mille pianeti extrasolari.

Le attività del Gruppo EXOPA

Il Gruppo EXOPA affronta lo studio delle atmosfere esoplanetarie integrando osservazioni, modelli e preparazione delle missioni future. In particolare, contribuiamo a:

• Spettroscopia e analisi dei dati osservativi: analisi di singole righe spettrali (serie di Balmer dell’idrogeno, doppietto del sodio, elio metastabile) e utilizzo della tomografia e di tecniche di cross-correlazione per rivelare e caratterizzare la composizione chimica delle atmosfere, con strumenti ad alta risoluzione come HARPS-N e GIANO-B al TNG, nell’ambito della collaborazione GAPS (Global Architecture of Planetary Systems).
• Modellistica delle atmosfere esoplanetarie: sviluppo di modelli fotochimici, in equilibrio e fuori equilibrio, che tracciano l’abbondanza delle specie chimiche in funzione di pressione e temperatura e includono gli effetti della radiazione X e UV della stella ospite, indispensabili per interpretare gli spettri osservati.
• Missione Ariel (ESA): partecipazione al “dry-run” italiano della missione (lancio previsto nel 2029) e alle simulazioni “End-to-End”, con attività che comprendono la selezione del campione di pianeti, il retrieval atmosferico e lo studio degli effetti di disturbo dovuti all’attività stellare. La determinazione accurata delle masse dei pianeti bersaglio è affidata al programma osservativo ArMS [link] (Ariel Mass Survey).

Referenze principali

• “The GAPS programme at TNG: LX. Atmospheric characterisation of KELT-9 b via single-line analysis: Detection of six H I Balmer lines, Na I, Ca I, Ca II, Fe I, Fe II, Mg I, Ti II, Sc II, and Cr II” [LINK AL PAPER], D’Arpa, Saba, Borsa et al., 2024a, Astronomy & Astrophysics, 690, A237
• “The GAPS programme at TNG: LXIII. Photo-evaporating puzzle: Exploring the enigmatic nature of TOI-5398 b’s atmospheric signal” [LINK AL PAPER], D’Arpa, Guilluy, Mantovan et al., 2024b, Astronomy & Astrophysics, 692, A77
• “The GAPS programme at TNG: LIV. He I survey of close-in giant planets hosted by M-K dwarf stars with GIANO-B” [LINK AL PAPER], Guilluy, D’Arpa, Bonomo et al., 2024, Astronomy & Astrophysics, 686, A83
• “Signatures of X-Ray-dominated Chemistry in the Spectra of Exoplanetary Atmospheres” [LINK AL PAPER], Locci, Aresu, Petralia et al., 2024, The Planetary Science Journal, 5, 58

Persone

	Cesare Cecchi Pestellini Ricercatore Email: cesare.cecchipestellini @inaf.it ORCID: 0000-0001-7480-0324		Mattia Claudio D’Arpa Ricercatore Email: mattia.darpa @inaf.it ORCID: 0009-0004-5914-7274
	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 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		Riccardo Spinelli Ricercatore Email: riccardo.spinelli @inaf.it ORCID: 0000-0001-5252-5042

🇬🇧 English version

Discovering a planet and measuring its mass, radius and density [link] tells us how big and heavy it is, but not what it is like. To answer that question we need to look at its atmosphere: the thin envelope of gas that holds its temperature, chemical composition, climate and winds, and that preserves traces of how and where the planet formed. The study of atmospheres is therefore the step that turns a point on a mass-period diagram into an actual world, and it provides the most direct clues to assess its habitability.

The main technique is transmission spectroscopy. When a planet transits in front of its star, a tiny fraction of the starlight passes through the outer layers of its atmosphere before reaching us: atoms and molecules absorb light at very specific wavelengths, leaving a faint “fingerprint” in the spectrum. By comparing the stellar spectrum in and out of transit, this signal can be isolated to detect the chemical elements present and measure the dynamics of the gas, such as winds or flows of material escaping from the planet.

With high-resolution spectrographs such as HARPS-N (optical) and GIANO-B (near-infrared) at the Telescopio Nazionale Galileo (TNG), individual spectral lines can be resolved — for example the hydrogen Balmer series, the sodium doublet or the metastable helium triplet, a direct tracer of evaporating atmospheres — and their Doppler shift can be followed along the planet’s orbit through tomography and cross-correlation techniques.

Figure 1 Tomographic maps of the hydrogen Balmer lines in the stellar rest frame, obtained with HARPS-N@TNG for the ultra-hot planet KELT-9 b. The absorption signal of the planetary atmosphere appears as a trail crossing the maps during the transit (adapted from D’Arpa et al., 2024a).

A planetary atmosphere, however, does not evolve in isolation. The host star is its main “director”: its high-energy emission (X-rays and ultraviolet), closely linked to magnetism and stellar activity [link], heats the upper layers of the atmosphere, triggering photoevaporation and driving a complex photochemical evolution; the stellar wind and coronal mass ejections can also perturb and erode it over millions of years. These processes are at the core of star-planet interaction studies [link].

The star also affects the measurement itself: spots and faculae on the stellar surface can alter the transmission spectrum, even mimicking or masking the presence of some chemical species. This is why the interpretation of atmospheric data goes hand in hand with the modelling of stellar activity [link].

The group’s work therefore combines the analysis of high-resolution observations with the development of theoretical and numerical models, with the aim of understanding the nature of exoplanets and preparing for the next generation of dedicated space missions, such as the ESA Ariel mission, which will observe the atmospheres of about one thousand extrasolar planets.

EXOPA activities

The EXOPA group studies exoplanetary atmospheres by combining observations, models and the preparation of future missions. In particular, we contribute to:

• Spectroscopy and data analysis: analysis of individual spectral lines (hydrogen Balmer series, sodium doublet, metastable helium) and use of tomography and cross-correlation techniques to detect and characterise the chemical composition of atmospheres, with high-resolution instruments such as HARPS-N and GIANO-B at the TNG, within the GAPS collaboration (Global Architecture of Planetary Systems).
• Modelling of exoplanetary atmospheres: development of equilibrium and non-equilibrium photochemical models that track the abundance of chemical species as a function of pressure and temperature and include the effects of the host star’s X-ray and UV radiation, essential to interpret the observed spectra.
• Ariel mission (ESA): participation in the Italian “dry run” of the mission (launch expected in 2029) and in the “End-to-End” simulations, including target selection, atmospheric retrieval and the study of disturbances due to stellar activity. The accurate determination of the target planets’ masses is the goal of the ArMS observing programme [link] (Ariel Mass Survey).

Main references

• “The GAPS programme at TNG: LX. Atmospheric characterisation of KELT-9 b via single-line analysis: Detection of six H I Balmer lines, Na I, Ca I, Ca II, Fe I, Fe II, Mg I, Ti II, Sc II, and Cr II” [PAPER LINK], D’Arpa, Saba, Borsa et al., 2024a, Astronomy & Astrophysics, 690, A237
• “The GAPS programme at TNG: LXIII. Photo-evaporating puzzle: Exploring the enigmatic nature of TOI-5398 b’s atmospheric signal” [PAPER LINK], D’Arpa, Guilluy, Mantovan et al., 2024b, Astronomy & Astrophysics, 692, A77
• “The GAPS programme at TNG: LIV. He I survey of close-in giant planets hosted by M-K dwarf stars with GIANO-B” [PAPER LINK], Guilluy, D’Arpa, Bonomo et al., 2024, Astronomy & Astrophysics, 686, A83
• “Signatures of X-Ray-dominated Chemistry in the Spectra of Exoplanetary Atmospheres” [PAPER LINK], Locci, Aresu, Petralia et al., 2024, The Planetary Science Journal, 5, 58

Team

	Cesare Cecchi Pestellini Researcher Email: cesare.cecchipestellini @inaf.it ORCID: 0000-0001-7480-0324		Mattia Claudio D’Arpa Researcher Email: mattia.darpa @inaf.it ORCID: 0009-0004-5914-7274
	Claudia Di Maio Researcher Email: claudia.dimaio @inaf.it ORCID: 0000-0002-8669-1150		Daniele Locci Researcher Email: daniele.locci @inaf.it ORCID: 0000-0002-9824-2336
	Antonio Maggio Researcher Email: antonio.maggio @inaf.it ORCID: 0000-0001-5154-6108		Giusi Micela Head of EXOPA Email: giusi.micela @inaf.it ORCID: 0000-0002-9900-4751
	Antonino Petralia Researcher Email: antonino.petralia @inaf.it ORCID: 0000-0002-9882-1020		Riccardo Spinelli Researcher Email: riccardo.spinelli @inaf.it ORCID: 0000-0001-5252-5042