May 6-8, 2015, Exoplanets in Lund Image Credits: ESA - PowerPoint PPT Presentation

May ¡6-­‑8, ¡2015, ¡Exoplanets ¡in ¡Lund ¡ Image ¡Credits: ¡ESA ¡– ¡C. ¡Carreau ¡

Exoplanets ¡are ¡extremely ¡diverse ¡in ¡their ¡physical ¡characteris=cs ¡ Exoplanet ¡Temperatures ¡and ¡Sizes ¡ The ¡Solar ¡System ¡ Ques=on ¡at ¡the ¡new ¡fron=er: ¡ ¡ How ¡diverse ¡are ¡the ¡chemical ¡composi=ons ¡ Images ¡credits: ¡NASA ¡ and ¡physical ¡processes ¡in ¡exoplanets? ¡ Hot ¡Jupiter! ¡ Super-­‑Earth! ¡

Atmospheric ¡Spectroscopy ¡of ¡Transi=ng ¡Exoplanets ¡ Madhusudhan ¡2012 ¡ 2 ⎛ ⎞ δ occultation = B λ ( T p ) R p ⎜ ⎟ B λ ( T s ) R s ⎝ ⎠ 2 ⎛ ⎞ δ transit = R p ⎜ ⎟ R s ⎝ ⎠ Knutson ¡et ¡al. ¡2007 ¡ Deming ¡et ¡al. ¡2013, ¡Madhusudhan ¡et ¡al. ¡2014 ¡

Observa=ons ¡ ¡ • Transmission ¡spectra ¡(IR, ¡visible, ¡UV, ¡X-­‑ray) ¡ • ¡Secondary ¡eclipse ¡spectra ¡ ¡(IR, ¡visible) ¡ • ¡Phase ¡curves ¡(IR ¡+ ¡visible) ¡ • ¡High-­‑res ¡(R ¡= ¡10 5 ) ¡spectroscopy ¡(IR) ¡ Inferences ¡ • Chemical ¡composi=ons ¡ ¡ • Temperature ¡profiles ¡ ¡ • Clouds ¡and ¡hazes ¡ ¡ • Upper ¡atmospheres ¡and ¡escape ¡ ¡ • Atmospheric ¡dynamics ¡

2+ ¡band ¡photometry ¡available ¡for ¡> ¡30 ¡hot ¡Jupiters ¡ Knutson ¡et ¡al. ¡2008, ¡Charbonneau ¡et ¡al. ¡2008, ¡Machalek ¡et ¡al. ¡2008, ¡ O’Donovan ¡et ¡al. ¡2010, ¡Stevenson ¡et ¡al. ¡2010, ¡Deming ¡et ¡al. ¡2013, ¡etc. ¡

1. ¡Recent ¡Advances ¡in ¡Molecular ¡Detec=ons ¡

Ground-­‑based ¡Photometry ¡and ¡Spectroscopy ¡ Croll ¡et ¡al. ¡(2011) ¡ Campo ¡et ¡al. ¡(2011) ¡ López-­‑Morales ¡et ¡al. ¡(2010) ¡

Model ¡Fit ¡to ¡Photometric ¡Data ¡ Madhusudhan ¡et ¡al. ¡2011, ¡Nature, ¡64, ¡469 ¡

First ¡measurement ¡of ¡atmospheric ¡C/O ¡in ¡a ¡giant ¡planet ¡ ¡ Key ¡Molecular ¡Constraints ¡ ¡ • ¡H 2 O/H 2 ¡≤ ¡6 ¡× ¡10 -­‑6 ¡ Adapted from Madhusudhan et al. 2011, Nature, 469, 64 • ¡CH 4 ¡/H 2 ¡ ≥ ¡8 ¡× ¡10 -­‑6 ¡ Data from Lopez-Morales et al. 2010; Croll C/O ¡≥ ¡1 ¡ et al. 2010; Campo et al. 2011 But ¡cf ¡Crossfield ¡et ¡al. ¡2012, ¡Cowan ¡et ¡al. ¡2012, ¡ ¡ Swain ¡et ¡al. ¡2012, ¡Stevenson ¡et ¡al. ¡2014 ¡

Ground-­‑based ¡Photometry ¡and ¡Spectroscopy ¡ Magellan ¡MMIRS ¡ Spectroscopy ¡ ¡ Anderson ¡et ¡al. ¡2012; ¡Lendl ¡et ¡al. ¡2013 ¡ Bean ¡et ¡al. ¡2013 ¡ Numerous ¡other ¡ground-­‑based ¡efforts ¡from ¡ Lopez-­‑Morales ¡et ¡al. ¡2010; ¡Croll ¡et ¡al. ¡2011, ¡2012; ¡ ¡ Crossfield ¡et ¡al. ¡2012,2013; ¡Chen ¡et ¡al. ¡2014; ¡ ¡ Wang ¡et ¡al. ¡2014; ¡Gillon ¡et ¡al. ¡2012; ¡etc. ¡ ¡ ¡

New ¡Advances ¡with ¡HST ¡WFC3 ¡ Swain ¡et ¡al. ¡2012, ¡Madhusudhan ¡2012, ¡Stevenson ¡et ¡al. ¡2014 ¡

New ¡Advances ¡with ¡HST ¡Transit ¡Spectroscopy ¡ (HST ¡WFC3 ¡Large ¡pilot ¡program: ¡115 ¡HST ¡Orbits, ¡~10 ¡planets, ¡PI: ¡Drake ¡Deming) ¡ Single ¡Transits/Occulta=ons ¡not ¡adequate ¡ Deming ¡et ¡al. ¡2013 ¡ Deming ¡et ¡al. ¡2013 ¡ for ¡most ¡hot ¡Jupiters! ¡ ¡ WASP-­‑12b ¡ Stevenson ¡et ¡al. ¡2014 ¡ Mandell ¡et ¡al. ¡2014 ¡ Swain ¡et ¡al. ¡2013 ¡

H 2 O ¡in ¡Transmission ¡Spectra ¡ Deming ¡et ¡al. ¡2013, ¡McCullough ¡et ¡al. ¡2014, ¡Madhusudhan ¡et ¡al. ¡2014a ¡

H 2 O ¡in ¡Transmission ¡and ¡Emission ¡ WASP-­‑43 ¡ Kriedberg ¡et ¡al. ¡2014, ¡ApJL ¡ Stevenson ¡et ¡al. ¡2014, ¡Science ¡

Phase-­‑resolved ¡Spectra ¡of ¡hot ¡Jupiters ¡ (HST ¡WFC3 ¡Treasury ¡program: ¡150 ¡HST ¡Orbits, ¡4 ¡planets, ¡PI: ¡Jacob ¡Bean) ¡ Hot ¡Jupiter ¡WASP-­‑43b ¡ 61 ¡HST ¡Orbits, ¡6 ¡Transits, ¡5 ¡Occulta=ons ¡ Stevenson ¡et ¡al. ¡2014, ¡Science ¡ 3 ¡full ¡planetary ¡orbits ¡

Phase ¡Resolved ¡Spectroscopy ¡

2. ¡Hazes ¡and ¡Clouds ¡in ¡hot ¡Jupiter ¡Atmospheres ¡ HD ¡189733b ¡ Evans ¡et ¡al. ¡2013 ¡ (HST ¡STIS ¡+ ¡ACS) ¡ Pont ¡et ¡al. ¡2008 ¡ Sing ¡et ¡al. ¡2011 ¡ F. ¡Pont ¡et ¡al. ¡2008, ¡MNRAS, ¡385, ¡109 ¡ Other ¡results ¡indica=ng ¡high ¡geometric ¡ ¡ D. ¡K. ¡Sing ¡et ¡al. ¡2011, ¡MNRAS, ¡416, ¡1443 ¡ ¡albedos ¡for ¡some ¡hot ¡Jupiters ¡using ¡Kepler: ¡ ¡ Kepler-­‑7b ¡(Demory ¡et ¡al. ¡2011, ¡ApJ, ¡735, ¡12) ¡ Modeling ¡and ¡Theory: ¡ ¡ HAT-­‑7b ¡(Chris=ansen ¡et ¡al. ¡2010, ¡ApJ, ¡710, ¡97 ¡) ¡ Lecavelier ¡Des ¡Etangs ¡et ¡al. ¡2008, ¡A&A, ¡481, ¡L83 ¡ Helling ¡et ¡al. ¡2008, ¡A&A, ¡485, ¡547 ¡ ¡

3. ¡Temperature ¡Profiles ¡in ¡Exoplanetary ¡Atmospheres ¡

Some ¡Context ¡ Earth’s ¡Atmosphere: ¡ Typical ¡model ¡temperature ¡profiles ¡ ¡ U. ¡S. ¡Standard ¡Atmosphere ¡ of ¡highly ¡irradiated ¡planets ¡ Stratosphere ¡caused ¡by ¡Ozone ¡ Do ¡irradiated ¡planets ¡host ¡stratospheres? ¡

Thermal ¡inversions ¡in ¡hot ¡Jupiters ¡ (The ¡TiO/VO ¡Hypothesis) ¡ ¡TiO ¡and ¡VO ¡can ¡be ¡very ¡strong ¡absorbers ¡of ¡incident ¡stellar ¡irradiaCon ¡in ¡the ¡visible ¡high ¡in ¡the ¡ atmospheres ¡of ¡hot ¡Jupiters, ¡and ¡can ¡hence ¡cause ¡thermal ¡inversions. ¡ Hubeny, ¡I. ¡et ¡al. ¡2003, ¡ApJ, ¡594, ¡1011 ¡ ¡ Fortney ¡et ¡al ¡2006, ¡ApJ, ¡642, ¡495 ¡ Madhusudhan ¡& ¡Seager ¡2010 ¡

Theory ¡of ¡Thermal ¡inversions ¡in ¡hot ¡Jupiters ¡ Inversion ¡ Incident ¡Flux ¡(ergs ¡s -­‑1 ¡ HD ¡209458b ¡ cm -­‑2 ) ¡ No ¡Inversion ¡ Knutson et al. 2008, Burrows et al. 2008 Other factors influencing thermal inversions Planet ¡Gravity ¡(cm ¡s -­‑2 ) ¡ Settling/condensation: Spiegel et al. 2009 Stellar Activity: Knutson et al. 2010 Fortney et al. 2008 C/O Ratio: Madhusudhan 2012

Inferences ¡of ¡Thermal ¡Inversions ¡in ¡Hot ¡Jupiters ¡ Madhusudhan et al. 2011 Machalek ¡et ¡al. ¡2008; ¡Fressin ¡et ¡al. ¡2010; ¡Deming ¡et ¡al. ¡2010; ¡ ¡ Anderson ¡et ¡al. ¡2012; ¡Blecic ¡et ¡al. ¡2013 ¡ ¡

No ¡Thermal ¡Inversion ¡in ¡HD ¡209458b ¡ HD ¡209458b ¡ Diamond-­‑Lowe ¡et ¡al. ¡2014 ¡

First ¡Spectroscopic ¡Evidence ¡for ¡a ¡Thermal ¡Inversion ¡ Haynes ¡et ¡al. ¡(in ¡press). ¡ ¡On ¡astro-­‑ph ¡today! ¡

4. ¡Spectra ¡of ¡Low ¡Mass ¡Planets ¡ Emission ¡Spectrum ¡of ¡GJ ¡436b ¡ Transmission ¡Spectrum ¡of ¡GJ ¡436b ¡ Need ¡> ¡10 3 x ¡low ¡CH 4 ¡ Need ¡> ¡10 3 x ¡high ¡CO ¡ GJ ¡436b ¡ Dayside ¡Emission ¡ Stevenson ¡et ¡al. ¡2010, ¡Madhusudhan ¡& ¡Seager ¡2011 ¡ Knutson ¡et ¡al. ¡2014 ¡ M s ¡= ¡0.4 ¡M  , ¡R s ¡= ¡0.5 ¡M  , ¡T eff ¡= ¡3500 ¡K, ¡M3 ¡V ¡ M p ¡= ¡22.2 ¡M E , ¡R p ¡= ¡4.3 ¡R E , ¡ ¡ ¡T eq ~ ¡750 ¡K ¡ GJ ¡436b ¡ Lenoue ¡et ¡al. ¡2014, ¡in ¡press ¡

First ¡Detec=on ¡of ¡H 2 O ¡in ¡an ¡Exo-­‑Neptune ¡ Transmission ¡Spectrum ¡of ¡HAT-­‑P-­‑11b ¡ Fraine ¡et ¡al. ¡2014, ¡Nature ¡

Characterizing ¡Super-­‑Earth ¡Atmospheres ¡(GJ ¡1214b) ¡ M p ¡= ¡6.55 ¡± ¡0.98 ¡M E ¡ R p ¡= ¡2.678 ¡± ¡0.13 ¡R E ¡ ¡ T eq ¡= ¡400 ¡-­‑ ¡550 ¡K ¡ Key ¡Merit: ¡Orbits ¡an ¡M ¡Dwarf ¡ (M ¡= ¡0.16 ¡M s , ¡R ¡= ¡0.2 ¡R s ) ¡ Clouds ¡in ¡the ¡super-­‑Earth ¡GJ ¡1214b ¡(T ¡≈ ¡550 ¡K) ¡ 60 ¡HST ¡orbits ¡ Kreidberg ¡et ¡al. ¡2014 ¡

Houer ¡is ¡beuer! ¡ Currently, ¡houer ¡Super-­‑Earths ¡are ¡beuer ¡targets: ¡ 1. ¡Larger ¡atmospheric ¡signal ¡ 2. ¡Lower ¡probability ¡of ¡clouds ¡or ¡hazes ¡ Madhusudhan ¡& ¡Redfield ¡(2014) ¡

Simulated ¡Thermal ¡Spectra ¡of ¡55 ¡Cancri ¡e ¡ Simulated ¡Data ¡ ¡ Madhusudhan ¡& ¡Redfield ¡2015 ¡