Metodi di individuazione di pianeti extrasolari

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I metodi di individuazione di pianeti extrasolari sono diversi e si sono evoluti nel corso degli anni, permettendo oggi di scoprire nuovi pianeti a un ritmo sempre crescente. Le metodologie si possono dividere in due classi principali:

  • rilevamento diretto;
  • rilevamento indiretto.

Nella classe del rilevamento diretto si includono tutte le tecniche che permettono di osservare direttamente al telescopio questi pianeti. Nella classe del rilevamento indiretto ricadono quelle tecniche che permettono di individuare un pianeta a partire dagli effetti che esso induce (o vengono indotti) sulla (o dalla) stella ospite.

Per confermare un pianeta e meglio definirne le caratteristiche fisiche è necessario l'utilizzo di più tecniche differenti. Al momento attuale il metodo di ricerca più fruttuoso è quello delle velocità radiali che ha fornito 203 pianeti sui circa 500 noti, seguito da quello dei transiti. Già nel 1955 Otto Struve aveva prospettato la possibilità di scoprire sistemi planetari extrasolari proprio con questi due metodi.

Tutti i pianeti extrasolari scoperti al 31 agosto 2004 (ascisse semiasse maggiore, ordinate masse gioviane):
I puntini blu rappresentano pianeti scoperti con il Metodo delle Velocità radiali.
In rosso quelli con metodo del transito.
in giallo con la microlente gravitazionale.
L'immagine mostra anche i limiti delle capacità di rilevamento dei prossimi strumenti (linee colorate), sia terrestri che spaziali, dal 2006 al 2015.
Infine l'immagine mostra anche la posizione dei pianeti del sistema solare sono i pallini più grandi con l'iniziale del nome inglese.

Metodo delle velocità radiali[modifica | modifica sorgente]

Una stella attorno a cui orbiti un pianeta può essere pensata come una binaria spettroscopica, di cui è visibile un solo spettro. In questa situazione le righe di emissione o di assorbimento non hanno più la lunghezza d'onda corrispondente ai campioni osservati in quiete in laboratorio, ma risultano spostate per effetto Doppler verso il rosso o il blu, a seconda che la velocità sia positiva (allontanamento) o negativa (avvicinamento). Se l'orbita del pianeta è inclinata rispetto al piano tangente alla sfera celeste, nel punto in cui si osserva la stella, allora lo spostamento delle righe varia a seconda del valore della velocità e oscilla tra i valori estremi assunti dalla velocità radiale. Una volta ottenuti degli spettri ben distribuiti nel tempo, e dedotte da questi le velocità radiali ad ogni istante, si potrà costruire la curva di velocità radiale.

Questo è il metodo che ha fornito la maggior parte dei pianeti scoperti durante la prima fase delle ricerche. Questo metodo è in grado di individuare facilmente pianeti molto vicini alla loro stella, ma per osservare pianeti di lungo periodo come ad esempio Giove sono necessarie osservazioni che coprano molti anni per poter osservare un intero periodo orbitale e quindi inferire un'orbita al pianeta. La tecnica è limitata alle stelle più brillanti della quindicesima magnitudine, poiché anche con i più grandi telescopi del mondo è difficile ottenere spettri di buona qualità che permettano di misurare queste piccole variazioni di velocità.

Transito[modifica | modifica sorgente]

Transito di un pianeta sulla sua stella. In basso il grafico della curva di luce.

Il metodo più recente e più promettente è quello detto del transito. Esso consiste nella rilevazione della diminuzione di luminosità della curva di luce di una stella quando un pianeta transita di fronte alla stella madre. La diminuzione è correlata alla dimensione relativa della stella madre, del pianeta e della sua orbita. Ad esempio nel caso di HD 209458, la diminuzione di luce è dell'ordine dell' 1,7%.

Si tratta di un metodo fotometrico che funziona solo per la piccola percentuale di pianeti la cui orbita è perfettamente allineata col nostro punto di vista, però può essere utilizzato fino a grandi distanze. Il satellite francese COROT (lanciato il 26 dicembre 2006) e il Kepler della NASA (lanciato il 7 marzo 2009) svolgono osservazioni di questo tipo al di fuori dell'atmosfera terrestre, in quanto tutto il rumore fotonico indotto dall'atmosfera è eliminato e si possono ottenere curve di luce con precisione dell'ordine di 1 mmag, sufficiente in linea teorica per osservare pianeti come la Terra.

Astrometria[modifica | modifica sorgente]

Il primo metodo storicamente utilizzato è l'astrometrico i cui primi tentativi risalgono al 1943. Con questo metodo sono stati individuati molti candidati, ma nessuno è stato confermato come pianeta, costringendo la maggior parte degli astronomi a rinunciare al suo utilizzo, a favore di altri metodi. Il suo punto debole è dovuto al fatto che richiede una misura molto precisa del moto proprio di una stella: nel caso essa abbia un pianeta, il moto presenta piccole oscillazioni periodiche. Sfortunatamente queste sono così piccole che i migliori telescopi esistenti non possono produrre misure abbastanza sicure. Inoltre le misure sono più facili quando le orbite dei pianeti sono perpendicolari alla nostra linea di vista (cioè sono viste di faccia invece che di taglio), cosa che rende impossibile l'uso degli altri metodi per confermare l'osservazione.

Nel maggio del 2009, questo metodo ha portato all'individuazione di VB 10b la cui reale esistenza è ora da verificare anche con altri metodi.[1][2]

Microlente gravitazionale[modifica | modifica sorgente]

L'effetto della lente gravitazionale avviene quando i campi gravitazionali di un pianeta e della sua stella cooperano per focalizzare la luce di una stella lontana. Affinché riesca l'effetto, occorre che l'osservatore, la stella, il pianeta e la stella lontana si trovino per caso esattamente sulla stessa linea di vista. Poiché un allineamento così perfetto capita molto di rado (e l'effetto è molto piccolo, da cui il nome micro) occorre tenere sotto sorveglianza un grande numero di stelle. Questo metodo funziona al meglio per le stelle che si trovano tra noi e il nucleo galattico, perché esso mette a disposizione un gran numero di stelle sullo sfondo.

L'effetto di microlente gravitazionale ha un passato rispettabile. Nel 1986, Bohdan Paczynski della Princeton University lo propose per la prima volta, per cercare la misteriosa materia oscura. Nel 1991 suggerì che poteva essere utilizzato anche per cercare pianeti. I primi successi si ebbero nel 2002, quando un gruppo di astronomi polacchi (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak e Michal Szymanski da Varsavia, e il polacco-americano Bohdan Paczynski della Princeton) perfezionarono un metodo che poteva essere utilizzato, nell'ambito del progetto OGLE (l'Optical Gravitational Lensing Experiment). In un mese di lavoro scoprirono 46 oggetti, molti dei quali potevano essere pianeti.

Gli eventi-lente sono brevi, solo alcuni giorni o settimane, perché le due stelle e la Terra si muovono l'una rispetto all'altra. Sono stati misurati più di 1000 eventi-lente negli ultimi dieci anni.

Il vantaggio fondamentale di questo metodo è che permette di scoprire pianeti di piccola massa (cioè simili alla Terra) usando le tecnologie oggi disponibili. Un grande svantaggio è che l'osservazione non può essere ripetuta, perché l'allineamento necessario non si ripete quasi mai. Inoltre, la maggior parte delle stelle osservate con questo metodo sono molto distanti (varie migliaia di anni luce), cosa che rende impossibile l'osservazione di pianeti con altri metodi. Ma se fosse possibile osservare con continuità un grande numero di stelle, si otterrebbe almeno una stima di quanto sono comuni i pianeti simili alla Terra nella nostra galassia.

Oltre all'OGLE, finanziato dalla NASA e dall'NSF, c'è almeno un altro esperimento in corso, il Microlensing Observations in Astrophysics (MOA). Gli astronomi si aspettano che sia possibile rilevare un pianeta di dimensioni simili alla Terra entro cinque anni.

Dischi circumstellari e protoplanetari[modifica | modifica sorgente]

Disco protoplanetario nella Nebulosa di Orione.

Un approccio ancora più recente consiste nello studio delle nubi di polveri. Molti sistemi solari contengono una quantità notevole di polvere, la cui presenza è dovuta a passaggi di comete e a collisioni tra asteroidi e pianeti. Questa polvere forma un disco attorno alla stella, assorbe una parte della sua radiazione e la riemette come radiazione infrarossa. La pressione di radiazione esercitata dalla stella spingerebbe le particelle di polvere nello spazio interstellare in un tempo a scala relativamente breve. Pertanto, la rilevazione di polvere indica un continuo rimpiazzamento dovuto a nuove collisioni, e fornisce una forte evidenza indiretta della presenza di piccoli oggetti quali comete ed asteroidi che orbitano attorno alla stella madre. In più, il rilevamento di una cavità centrale in un disco avvalora l’ipotesi dell’esistenza di un pianeta che ha spazzato la polvere presente nella propria orbita, mentre la presenza di un ammasso di polvere potrebbe essere stata determinata dall’influenza gravitazionale di un pianeta. Entrambe queste caratteristiche sono presenti nel disco di polvere che circonda ε Eridani e suggeriscono la presenza di un pianeta con un raggio orbitale di circa 40 UA.

Sfortunatamente questo metodo può essere usato solo con osservazioni dallo spazio, perché la nostra atmosfera assorbe la maggior parte della radiazione infrarossa, rendendo impossibili le osservazioni dalla Terra. Il nostro stesso sistema solare contiene una quantità di polvere pari ad un decimo della massa della Luna. Anche se questa quantità è insignificante nel totale della massa, il volume su cui è distribuita è così elevato che, da grandi distanze, l'emissione infrarossa della polvere sarebbe 100 volte più intensa di quella di tutti i pianeti.

Il telescopio spaziale Hubble può svolgere queste osservazioni, utilizzando la sua camera NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-object Spectrometer), ma non è stato possibile fargli svolgere questo compito a causa di un guasto al raffreddamento della NICMOS, che l'ha resa inutilizzabile dal 1999 al 2002. Immagini migliori sono state riprese nel 2003 da una camera "sorella", montata sul telescopio spaziale Spitzer (conosciuto prima come SIRTF, Space Infrared Telescope Facility). Lo Spitzer è stato progettato specificatamente per le osservazioni infrarosse e, per questo tipo di immagini, è molto più potente dell'Hubble.

Variazioni degli intervalli di emissioni di una Pulsar[modifica | modifica sorgente]

L'individuazione di pianeti extrasolari orbitanti attorno alle pulsar è deducibile dal passaggio del pianeta davanti al fascio di luce emesso dalla pulsar. Questo intervallo può essere rilevato conoscendo il periodo di rotazione della pulsar e calcolando l'intervallo.

Rilevamento diretto[modifica | modifica sorgente]

Immagine diretta di esopianeti attorno alla stella HR 8799, ottenuta con un coronografo a vortice su una porzione di 1,5 m del Telescopio Hale.
Immagine ESO di un pianeta prossimo a Beta Pictoris.

L'individuazione di pianeti extrasolari mediante imaging diretto è resa molto difficile dal fatto che l'osservazione di tali corpi celesti è disturbata dalla luminosità della stella madre, che offusca la luminosità, molto più debole, emessa dai pianeti.

È più facile ottenere immagini dirette quando il pianeta è particolarmente massivo (molto più grande di Giove), la sua orbita è molto lontana dalla stella madre, ed è caldo, in modo da emettere radiazione infrarossa; si sono ottenute, così, immagini di pianeti che sono più luminosi all'infrarosso che nello spettro della luce visibile.

Prime osservazioni dirette[modifica | modifica sorgente]

Nel 2004, un gruppo di astronomi utilizzò il Very Large Telescope dell'ESO in Cile per ottenere un'immagine di 2M1207b, un compagno per la nana bruna 2M1207[3]. L'anno successivo fu confermato che il compagno della nana bruna era di natura planetaria[4]. Si pensa che il pianeta sia diverse volte più massiccio di Giove e il suo semiasse maggiore sia superiore a 40 UA.

Nel settembre 2008, un oggetto è stato fotografato a una separazione di 330 UA dalla stella 1RXS J160929.1-210524, ma solo nel 2010 fu confermato essere compagno della stella e che non si trattava solo di un allineamento casuale[5]. Il primo sistema planetario multiplo fu annunciato il 13 novembre 2008, è fu ripreso nel 2007 utilizzando sia i telescopi dell'Osservatorio Keck che i telescopi Gemini. I tre pianeti sono stati osservati direttamente in orbita a HR 8799, le cui masse sono 10, 10 e 7 volte quella di Giove[6]. Lo stesso giorno, il 13 novembre 2008 fu annunciato che il telescopio spaziale Hubble aveva osservato direttamente un pianeta extrasolare in orbita attorno alla brillante stella Fomalhaut con massa non superiore a 3 volte quella di Giove[7]. Entrambi i sistemi sono circondate da dischi non dissimili dalla fascia di Kuiper.

Nel 2009 fu annunciato che l'analisi di immagini risalenti al 2003 avevano rivelato un pianeta in orbita intorno a Beta Pictoris.

Del 2012 è l'annuncio che un pianeta supergioviano, con una massa di circa 12,8 MJ in orbita attorno a Kappa Andromedae, era stato direttamente osservato con il telescopio Subaru alle Hawaii[8]. Esso orbita intorno alla sua stella madre ad una distanza di circa 55 UA, equivalenti a quasi due volte la distanza di Nettuno dal Sole. Un ulteriore sistema, Gliese 758, fu osservato nel novembre 2009, utilizzando lo strumento HiCIAO del telescopio Subaru; tuttavia non si trattava di un pianeta ma di una nana bruna.

Altri possibili esopianeti sono stati direttamente osservati: GQ Lupi b, AB Pictoris b, e SCR 1845 b, anche se non sono stati confermati come pianeti, in quanto sembra più probabile possa trattarsi di piccole nane brune[9].

Strumenti di osservazione diretta[modifica | modifica sorgente]

Per risolvere i problemi derivanti dalla luce della stella madre, l'osservazione diretta richiede particolari strumenti e tecniche, come, ad esempio l'uso di coronografi che bloccano la luce proveniente dalla stella madre e lasciano visibile quella proveniente dal pianeta.

Un approccio che potrebbe rivelarsi promettente è quello che fa uso dell'annullamento interferometrico (nulling interferometry) per oscurare la luce proveniente dalla stella madre.[10]

Tra i progetti che potrebbero essere dotati di strumenti di osservazione diretta di pianeti esxtrasolari vi sono il Gemini Planet Imager del Telescopio Gemini, l'ottica adattiva SPHERE del Very Large Telescope dell'ESO, il Subaru-HiCIAO e il Project 1640 dell'Osservatorio di Monte Palomar.

È stato anche ipotizzato l'uso di telescopi spaziali che, invece dei tradizionali specchi, utilizzino rivelatori (Fresnel imager) che fanno uso di lamine a zona per mettere a fuoco la luce: questo permetterebbe di ottenere immagini a più alto contrasto e di risparmiare sui costi di missione, visto che le lamine a zona potrebbero essere ripiegate prima del lancio e aperte solo al raggiungimento dell'orbita.[11]

Coronografi a vortice ottico[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Vortice ottico e Coronografo a vortice.

Una delle possibili tecniche di osservazione diretta fa uso dei cosiddetti vortici ottici.

Nel 2010, un team del Jet Propulsion Laboratory della NASA ha dimostrato che un coronografo a vortice potrebbe permettere piccole ampiezze di osservazione per osservare direttamente i pianeti[12].

La fattibilità è stata dimostrata non scoprendo corpi celesti sconosciuti ma osservando alcuni pianeti extrasolari già oggetto di rilevazione diretta, orbitanti attorno alla stella HR 8799: l'osservazione diretta è stata portata a termine usando solo una piccola limitata porzione (1,5 metri di diametro) del telescopio Hale.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ (EN) Pravdo, S.H., Shaklan, S.B., An Ultracool Star's Candidate Planet in Articolo accettato da Astrophysical Journal, 2009. URL consultato il 09-06-2009.
  2. ^ (EN) Planet-Hunting Method Succeeds at Last in NASA NEWS, NEWS RELEASE, 28-05-2009. URL consultato il 09-06-2009.
  3. ^ G. Chauvin; A.M. Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; D. Mouillet; I. Song; J.-L. Beuzit; P. Lowrance, A giant planet candidate near a young brown dwarf in Astronomy & Astrophysics, vol. 425, n. 2, 2004, pp. L29–L32. DOI:10.1051/0004-6361:200400056. arΧiv:astro-ph/0409323
  4. ^ Yes, it is the Image of an Exoplanet ESO
  5. ^ David Lafrenière et al., The Directly Imaged Planet around the Young Solar Analog 1RXS J160929.1-210524: Confirmation of Common Proper Motion, Temperature and Mass in The Astrophysical Journal, vol. 719, n. 1, 2010, p. 497. arΧiv:1006.3070
  6. ^ Christian Marois et al., Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799 in Science, vol. 322, n. 5906, novembre 2008, pp. 1348–52. DOI:10.1126/science.1166585. arΧiv:0811.2606
  7. ^ Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star NASA
  8. ^ Astronomers Directly Image Massive Star's 'Super-Jupiter' NASA
  9. ^ Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet? ESO
  10. ^ Earth-like Planets May Be Ready for Their Close-Up
  11. ^ Twinkle, twinkle, little planet, The Economist, 9 giugno 2012
  12. ^ New method could image Earth-like planets

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]

Ricerca dei pianeti extrasolari
Ricerca da Terra Velocità radiali AAPSLCESHARPS e HARPS-N, parte del GEPSMPSPEAPSNetHIRESMARVELSAPF Telescope Kepler-NASA.jpeg
Transito HATNetMEarthAPACHESuperWASPTrESXO
Microlensing MOAOGLEMicroFUN
Ricerca dallo spazio Completate EPOXI (2005)SWEEPS (2006)CoRoT (2006-2013)
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