Satellite extrasolare

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Rappresentazione artistica di un ipotetico satellite di HD 188753 Ab, il primo pianeta extrasolare scoperto all'interno di un sistema stellare multiplo a 3 stelle (stella tripla).

Il termine satellite extrasolare (luna extrasolare o esoluna, quest'ultimo neologismo adattato dall'inglese exomoon) indica un oggetto celeste, estraneo al sistema solare, vincolato ad orbitare nel sistema gravitazionale di un pianeta extrasolare (in altri termini, si tratta di un satellite naturale orbitante intorno a un pianeta di un sistema diverso da quello solare).

Nel dicembre 2013 è stata individuata una candidata esoluna in orbita attorno ad un pianeta interstellare, MOA-2011-BLG-262, durante un fenomeno di microlensing. Tuttavia non è possibile confermare la scoperta ed esiste anche la possibilità che in realtà gli oggetti scoperti siano un pianeta e una debole stella nana rossa[1][2].

Interesse astronomico[modifica | modifica sorgente]

L'interesse per tali oggetti è strettamente legato al filone della ricerca di ambienti adatti allo sviluppo della vita ed è stimolato dalle aspettative riposte, e dai progressi realizzati, nel campo della ricerca di pianeti vincolati a sistemi gravitazionali legati a stelle diverse dal Sole. Lo studio di tali oggetti ha fatto segnare significativi progressi, mentre altri ancora ne attendono i planetologi, dai risultati di missioni spaziali come quella del satellite artificiale COROT, promossa dall'Ente Spaziale Europeo, da quelli del programma spaziale Kepler Space Mission della NASA e di altre missioni future.

Infatti, le eventuali lune extrasolari, con le loro ridotte dimensioni rispetto ai pianeti a cui sono legate, e con la diversa composizione, rocciosa e non gassosa, potrebbero offrire condizioni ambientali più favorevoli allo sviluppo della vita extraterrestre.

Tecniche di rilevamento[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Metodi di individuazione di pianeti extrasolari.
Rappresentazione artistica di un ipotetico satellite simile alla Terra attorno a un esopianeta simile a Saturno.

L'esistenza di questi oggetti, per quanto ancora ipotetica, appare però probabile, almeno a giudicare da quanto succede nel sistema solare, dove i satelliti naturali di pianeti sono un fenomeno frequente. Ma la dimensioni ridotta di questi ipotetici oggetti implica tuttavia delle severe limitazioni alla possibilità di una futura rilevazione, per la quale si rende necessaria la predisposizione di idonee tecniche. A questo proposito, sono in corso studi per adattare i metodi correntemente utilizzati per i pianeti.

Osservazione diretta[modifica | modifica sorgente]

L'osservazione diretta di una luna extrasolare si rivela un'impresa estremamente ardua, a causa del contrasto di luminosità tra gli oggetti e per via delle altissime risoluzioni angolari richieste.

Metodo del transito[modifica | modifica sorgente]

Quando un esopianeta si interpone tra la stella e il nostro punto di osservazione, si può osservare una lieve diminuzione della quantità di luce proveniente dalla stella. Questo effetto, noto anche come occultamento, è proporzionale al quadrato del raggio del pianeta (ovvero alla sua sezione geometrica). Il più piccolo oggetto mai scoperto con il metodo del transito, fino all'11 novembre 2008, è Gliese 436 b, la cui grandezza è prossima a quella di Nettuno. Se le esolune dovessero avere grandezze comparabili a quelle presenti nel nostro sistema solare, esse potrebbero essere fuori della portata perfino di un telescopio spaziale come quello della Kepler Space Mission.

Spettroscopia Doppler del pianeta ospitante[modifica | modifica sorgente]

Visione artistica di una luna abitabile in orbita intorno a un gigante gassoso.

Lo spettro elettromagnetico degli esopianeti è stato parzialmente recuperato in vari casi, inclusi quelli di HD 189733 b e HD 209458 b. La misurazione di questi spettri è però affetta da rumore molto più di quanto non lo sia la qualità delle misure degli spettri stellari. Di conseguenza, la risoluzione spettrale, e il numero delle caratteristiche spettrali rilevate, sono molto più basse del livello richiesto per l'esecuzione di rilevazioni di spettroscopia doppler dell'esopianeta.

Variazioni temporali nelle emissioni di una Pulsar[modifica | modifica sorgente]

Nel 2008, Lewis, Sackett e Mardling[3] della Monash University, in Australia, hanno proposto di usare l'osservazione degli intervalli di emissione di una pulsar per trovare i satelliti dei pianeti delle pulsar. Gli autori hanno applicato il loro metodo al caso di PSR B1620-26 b trovando che un'eventuale luna stabile orbitante intorno a questo pianeta potrebbe essere rilevata, se la distanza che la separa dal pianeta è almeno 1/50 di quella dell'orbita del pianeta attorno alla pulsar, e se la sua massa è almeno il 5% di quella del pianeta.

Effetti sul tempo di transito[modifica | modifica sorgente]

Alcune aspettative sono riposte nella possibilità di adeguare allo scopo il sistema tachigrafico già in uso per la ricerca degli esopianeti. Quest'ultimo consiste, come noto, nella misurazione della periodicità dei tempi di transito astronomico del corpo planetario sulla superficie luminosa della stella, dedotti a loro volta, ipoteticamente, dalle variazioni periodiche di luminosità apparente del corpo stellare osservato.

L'astronomo David M. Kipping, dell'University College di Londra, ha proposto un adattamento del metodo, passante attraverso la misurazione delle anomalie orbitali: la presenza di un satellite ruotante intorno al pianeta sarebbe causa di piccole variazioni nella velocità e nella traiettoria del pianeta. La misurazione di queste piccole anomalie, secondo lo studio proposto da Kipping, è già attualmente alla portata dei ricercatori, in modo da rendere possibile l'individuazione di "esolune" di grandezza comparabile a quella di Titano, satellite naturale di Saturno. Il primo dei parametri rilevanti per la ricerca, deducibile dalle misure del tempo di transito, è individuato da Kipping nel TTV (acronimo per Transit Time Variation), e consiste nella misura della variazione del tempo di transito, da imputare alla presenza di un satellite ruotante intorno al pianeta. Il TTV, modificato per tener conto degli effetti dell'eccentricità orbitale, non è in grado di individuare la frequenza orbitale, ma solo un gruppo di armoniche: nel modello matematico descritto da Kipping, il TTV risulta proporzionale al prodotto tra la massa della esoluna e il semiasse maggiore dell'orbita del satellite.

Per disaccoppiare i due osservabili, Kipping ha introdotto un secondo parametro, il TDV (Transit Duration Variation - variazione di durata del transito). In uno studio del 2009 Kipping, Fossey e Campanella predicono che Kepler abbia la sensibilità giusta per scoprire esolune che si trovino nella cosiddetta zona abitabile, ovvero nella fascia orbitale in grado di garantire condizioni che permettano lo sviluppo della vita. Si ritiene che nel campo di vista di Kepler potrebbero essere sondate circa 25.000 stelle nelle cui zone abitabili sarebbero rilevabili esolune di dimensioni minime fino a 0,2 masse terrestri[4].

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ Bennett, D.P. et al., A Sub-Earth-Mass Moon Orbiting a Gas Giant Primary or a High Velocity Planetary System in the Galactic Bulge.arΧiv:1312.3951
  2. ^ Whitney Clavin, Faraway Moon or Faint Star? Possible Exomoon Found, NASA, 10 aprile 2014.
  3. ^ Lewis K. M., Sackett P. S. & Mardling R. A., Possibility of Detecting Moons of Pulsar Planets through Time-of-Arrival Analysis in The Astrophysical Journal Letters, vol. 685, nº 2, 2008, pp. L153-L156.
  4. ^ Kipping D. M., Fossey S. J. & Campanella G. (2009). On the detectability of habitable exomoons with Kepler-class photometry. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 400, 398-405 (2009). http://xxx.lanl.gov/abs/0907.3909.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

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