Modelli atmosferici in equilibrio termodinamico non locale (NLTE) di Gioviani caldi ed ultra caldi

Chemistry and radiative transfer play a crucial role in modeling the properties of planetary atmospheres subject to stellar irradiation. Non-local thermodynamic equilibrium (NLTE) effects have been shown to have a strong impact on the temperature profile of the middle and upper atmospheres of ultra-hot Jupiters, which are the hottest planets known to date (T > 2000 K). Accounting for NLTE effects allows one to uniquely reproduce some of the currently available observations, and thus improve our knowledge of exoplanets. However, there is still little understanding of the impact of NLTE effects on planetary atmospheres over a wide range of the parameter space. A python interface called “Cloudy for Exoplanets'' (CfE) has recently been developed at the Institut für Weltraumforschung (IWF) in Graz to apply the NLTE radiative transfer code Cloudy to planetary atmospheres. In the course of my master thesis work, I performed various tests to deepen our understanding of CfE and its coupling with Cloudy. I used the code to simulate planetary atmospheres of a series of hot Jupiters with different masses and radii, orbiting main-sequence host stars of different spectral classes (A, F, G, K) with four increasing degrees of emission in X-rays and extreme ultraviolet (EUV; altogether XUV). My primary goal was to obtain the profile of the temperature and atmospheric composition by analyzing how results change by varying the initial conditions. With increasing XUV flux of the host star, the temperature-pressure profile computed in NLTE deviates increasingly more from that computed in LTE, leading to increasing heating of the upper atmosphere with increasing XUV flux. The tests I performed show that NLTE effects are important for all the different planets I considered in the course of my thesis work, being more relevant for planets orbiting hot stars. For each simulated star-planet system, I also studied the elements that are responsible for the cooling/heating of the atmosphere. Metals are the elements believed to be responsible for heating the deepest part of the atmosphere, while hydrogen is mainly responsible for heating the upper layers, due to EUV flux absorption and further ionization. I also used Cloudy to model the atmosphere of the ultra-hot Jupiter Mascara-2b/KELT-20b, which orbits an early A-type star. I computed the transmission spectrum of the planet across the ultraviolet, optical, and near-infrared spectral region, to be then compared with published observations obtained with the HARPS-N and CARMENES high-resolution spectrographs. I compared the synthetic line profiles with the observations of Mascara-2b/KELT-20b for both hydrogen Balmer and metal lines of Ca, Na, Fe, and Mg. I found that the NLTE model is in better agreement to the observations compared to the LTE model, particularly for the hydrogen Balmer lines. This is probably due to the LTE vs NLTE differences in both temperature and abundance profiles. The main difference between the NLTE profiles and the observed ones is that the synthetic line profiles are somewhat broader than the observed ones. This is very likely due to the fact that the model applies the day-side temperature profile everywhere around the planet, while the observations probe the terminator region, which is slightly cooler, thus leading to the model overestimating thermal broadening.

La chimica ed il trasporto radiativo giocano un ruolo cruciale per lo studio delle proprietà delle atmosfere planetarie soggette alla radiazione stellare. Gli effetti di equilibrio termodinamico non locale (NLTE) hanno un forte impatto sul profilo di temperatura dell'atmosfera media e superiore dei Gioviani ultra caldi, che sono ad oggi i pianeti più caldi conosciuti (> 2000 K). Tenere conto degli effetti NLTE consente di riprodurre in modo univoco alcune delle osservazioni attualmente disponibili, migliorando così la nostra conoscenza degli esopianeti. Tuttavia la nostra comprensione degli effetti NLTE sulle atmosfere planetarie è ancora limitata per un ampio spazio dei parametri fisici in gioco. Presso l'Institut für Weltraumforschung (IWF) di Graz è stata recentemente sviluppata un'interfaccia python chiamata "Cloudy for Exoplanets" (CfE) per utilizzare il codice di trasferimento radiativo NLTE Cloudy alle atmosfere planetarie. Ho usato il codice per simulare le atmosfere di una serie di Gioviani caldi aventi masse e raggi diversi, attorno a stelle di sequenza principale di varie classi spettrali (A, F, G, K) e aventi quattro livelli crescenti di emissione nei raggi X e nell'ultravioletto estremo (EUV; complessivamente XUV). Il mio obiettivo era quello di ottenere il profilo della temperatura e della composizione atmosferica, analizzando come variano i risultati cambiando alcune condizioni iniziali. All'aumentare del flusso XUV proveniente dalla stella, il profilo temperatura-pressione calcolato in NLTE si discosta sempre più da quello in LTE, portando ad un crescente riscaldamento dell'atmosfera superiore all'aumentare del flusso XUV. I test effettuati mostrano che gli effetti NLTE sono importanti per tutti i pianeti in esame, e diventano particolarmente rilevanti per le stelle più calde. Per ogni sistema stella-pianeta simulato, ho anche studiato gli elementi responsabili del raffreddamento e riscaldamento dell'atmosfera. I metalli sono gli elementi ritenuti responsabili del riscaldamento della parte più profonda dell'atmosfera, mentre l'idrogeno è il principale responsabile per gli strati superiori a causa dell'assorbimento del flusso EUV e dei successivi fenomeni di ionizzazione. Ho inoltre utilizzato Cloudy per modellare l'atmosfera del Gioviano ultra caldo Mascara-2b/KELT-20b, che orbita attorno a una stella di tipo A. Ho ottenuto lo spettro di trasmissione del pianeta nella regione spettrale dell'ultravioletto, dell'ottico e del vicino infrarosso, per poi confrontarlo con le osservazioni disponibili. Ho confrontato i profili sintetici con le osservazioni di Mascara-2b/KELT-20b sia per l'idrogeno Balmer che per le linee metalliche del Ca, Na, Fe e Mg. In generale, ho riscontrato che il modello NLTE riproduce meglio le osservazioni rispetto al modello LTE, particolarmente per le righe spettrali dell'idrogeno delle transizioni di Balmer. Ciò è probabilmente dovuto alle differenze nei profili di temperatura e di abbondanza tra LTE e NLTE. La principale differenza tra i profili NLTE e quelli osservati è che i profili spettrali sintetici sono leggermente più larghi di quelli osservati. Questo potrebbe essere legato al fatto che il modello applica il profilo di temperatura del day-side ovunque intorno al pianeta, mentre le osservazioni sondano la regione del terminatore giorno/notte, che è leggermente più fredda, portando così il modello a sovrastimare l'allargamento termico delle righe spettrali.