Tecniche di rilevamento dei pianeti extrasolari

Per generazioni, gli umani hanno guardato il cielo notturno e si sono chiesti se fossero soli nell’universo. Con la scoperta di altri pianeti nel nostro Sistema Solare, la vera estensione della galassia della Via Lattea e altre galassie oltre la nostra, questa domanda è solo approfondita e diventata più profonda. Mentre gli astronomi e gli scienziati hanno a lungo sospettato che altri sistemi stellari nella nostra galassia e nell’universo avessero dei pianeti orbitanti, è stato solo negli ultimi decenni che ne sono stati osservati. Nel tempo, i metodi per rilevare questi “pianeti extrasolari” sono migliorati e l’elenco di quelli la cui esistenza è stata confermata è cresciuta di conseguenza (fino a quasi 4000)

Illustrazione dell’artista di WASP-18b, un esopianeta di circa dieci volte la massa di Giove situata a circa 330 anni luce dalla Terra, insieme a dati ottici e a raggi X in basso a destra. Credito: NASA / Chandra

Definizione:
Un pianeta extrasolare, anche chiamato esopianeta, è un pianeta che orbita intorno a una stella (cioè fa parte di un sistema solare) diverso dal nostro. Il nostro sistema solare è solo uno tra miliardi e molti di loro hanno probabilmente il proprio sistema di pianeti. Già nel sedicesimo secolo, ci sono stati astronomi che hanno ipotizzato l’esistenza di pianeti extrasolari.

La prima menzione registrata fu fatta dal filosofo italiano Giordano Bruno, uno dei primi sostenitori della teoria copernicana. Oltre a sostenere l’idea che la Terra e gli altri pianeti orbitano attorno al Sole (eliocentrismo), egli sostiene che le stelle fisse sono simili al Sole e sono allo stesso modo accompagnate da pianeti.

Elenco di esopianeti potenzialmente abitabili scoperti finora nel nostro universo. Credito: phl.upl.edu

Nel diciottesimo secolo, Isaac Newton fece una proposta simile nella sezione “Generale Scholium” che conclude i suoi Principia . Facendo un confronto con i pianeti del Sole, scrisse “E se le stelle fisse sono i centri di sistemi simili, saranno tutti costruiti secondo un disegno simile e soggetti al dominio di Uno “.

Dall’epoca di Newton, sono state fatte varie affermazioni, ma che sono state respinte dalla comunità scientifica come falsi positivi. Negli anni ’80 alcuni astronomi affermarono di aver identificato alcuni pianeti extrasolari nei vicini sistemi stellari, ma non furono in grado di confermare la loro esistenza fino a diversi anni dopo.

Prime scoperte:
Uno dei motivi per cui i pianeti extrasolari sono così difficili da rilevare è perché sono ancora più deboli delle stelle che orbitano. Inoltre, queste stelle emettono luce che “lava” i pianeti – cioè li oscura dall’osservazione diretta. Di conseguenza, la prima scoperta non fu fatta fino al 1992, quando gli astronomi Aleksander Wolszczan e Dale Frail – utilizzando l’Osservatorio Arecibo a Porto Rico – osservarono diversi pianeti di massa terrestre in orbita attorno alla pulsar PSR B1257 + 12 .

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Fino al 1995 è stata data la prima conferma di un pianeta extrasolare in orbita attorno a una stella della sequenza principale. In questo caso, il pianeta osservato era il 51 Pegasi b , un pianeta gigante trovato in un’orbita di quattro giorni attorno alla stella simile al Sole 51 Pegasi (circa 51 anni luce dal nostro Sole).

Inizialmente, la maggior parte dei pianeti rilevati erano giganti gassosi simili o più grandi di Giove – il che portò alla definizione del termine ” Super-Giove “. Lungi dal suggerire che i giganti gassosi erano più comuni dei pianeti rocciosi (cioè ” simili alla Terra “), questi risultati erano semplicemente dovuti al fatto che i pianeti di dimensioni di Giove sono semplicemente più facili da rilevare a causa delle loro dimensioni.

La missione di Keplero:
Dal nome dell’astronomo del Rinascimento Johannes Kepler, l’ osservatorio spaziale di Keplero fu lanciato dalla NASA il 7 marzo 2009 allo scopo di scoprire pianeti simili alla Terra in orbita attorno ad altre stelle. Come parte del Discovery Program della NASA , una serie di progetti relativamente a basso costo incentrati sulla ricerca scientifica, la missione di Kepler è di esaminare una parte della nostra regione della Via Lattea per trovare prove di pianeti extrasolari e stimare quante stelle nella nostra galassia hanno planetario sistemi.

Basandosi sul metodo di rilevamento del transito (vedi sotto), l’unico strumento di Keplero è un fotometro che monitora continuamente la luminosità di oltre 145.000 stelle di sequenza principale in un campo visivo fisso. Questi dati vengono trasmessi sulla Terra dove viene analizzato dagli scienziati per cercare eventuali segni di dimming periodico causati da pianeti extrasolari che transitano (passando) davanti alla loro stella ospite.

Istogramma che mostra il numero di scoperte del pianeta per anno per circa gli ultimi due decenni, suddivisi in base al metodo di rilevamento. Credito: NASA

A partire da gennaio 2015, Keplero e le sue osservazioni di follow-up hanno trovato 1.013 esopianeti confermati in circa 440 sistemi stellari, insieme ad altri 3,199 candidati non confermati sul pianeta. Nel novembre 2013, gli astronomi hanno riferito, sulla base dei dati delle missioni spaziali di Kepler, che potevano esserci fino a 40 miliardi di pianeti di dimensioni terrestri orbitanti nelle zone abitabili di stelle nane simili al Sole e rosse nella Via Lattea. Si stima che 11 miliardi di questi pianeti possano orbitare attorno a stelle simili al Sole.

La durata iniziale programmata della missione di Keplero era di 3,5 anni, ma i risultati più grandi del previsto hanno portato all’ampliamento della missione. Nel 2012, la missione doveva durare fino al 2016, ma questo è cambiato a causa del fallimento di una delle ruote di reazione del veicolo spaziale – che sono utilizzate per puntare il veicolo spaziale. L’11 maggio 2013, un secondo di quattro ruote di reazione ha fallito, disabilitando la raccolta di dati scientifici e minacciando la continuazione della missione.

Il 15 agosto 2013, la NASA ha annunciato di aver rinunciato a provare a riparare le due ruote di reazione guaste e ha modificato la missione di conseguenza. Invece di demolire Keplero, la NASA ha proposto di cambiare la missione di utilizzare Keplero per individuare pianeti abitabili attorno a stelle nane rosse più piccole e più tenui. Questa proposta, che divenne nota come K2 “Second Light”, fu approvata il 16 maggio 2014.

Pianeti abitabili:
la scoperta degli esopianeti ha anche intensificato l’interesse nella ricerca di vita extraterrestre, in particolare per quelli che orbitano nella zona abitabile della stella ospite. Conosciuta anche come la “zona dei riccioli d’oro”, questa è la regione del sistema solare in cui le condizioni sono abbastanza calde (ma non troppo calde) in modo che sia possibile che l’acqua liquida (e quindi la vita) esista sulla superficie del pianeta.

Diagramma che mostra la zona abitabile del Sistema Solare (riga superiore) e nel sistema Gliese 581 (fila inferiore), basato sul lavoro di Franck Selsis, Univ. di Bordeaux. Credito: ESO

Il primo pianeta confermato da Keplero per avere una distanza orbitale media che lo collocava nella zona abitabile della sua stella era Kepler-22b . Questo pianeta si trova a circa 600 anni luce dalla Terra nella costellazione del Cigno e fu osservato per la prima volta il 12 maggio 2009 e poi confermato il 5 dicembre 2011. Sulla base di tutti i dati ottenuti, gli scienziati ritengono che questo mondo sia circa 2.4 volte il raggio della Terra, ed è probabile coperto in oceani o ha un guscio esterno liquido o gassoso.

Prima del dispiegamento di Keplero, la stragrande maggioranza degli esopianeti confermati cadde nella categoria di Giove o più grande. Tuttavia, a partire da marzo 2014, Kepler ha identificato oltre 3700 candidati planetari , molti dei quali rientrano nelle categorie di dimensioni della Terra o di “Super-Terra”. Molti di questi si trovano nella zona abitabile delle loro stelle progenitrici, e alcuni addirittura attorno a stelle simili al Sole.

Tecniche di rilevamento

Tranne rarissime eccezioni tutti i pianeti extrasolari si identificano con i cosiddetti metodi indiretti, analizzando e studiando la luce emessa dalla stella, la quale sente l’effetto della presenza di un
eventuale pianeta. Da sottolineare comunque che si tratta in ogni caso di metodi assolutamente validi dal punto di vista scientifico. I principali sono:
1) Metodo delle velocità radiali
2) Metodo dei transiti
3) Astrometria
4) Microlensing
5) Timing
I primi due sono i più utilizzati e quelli che hanno permesso le maggiori scoperte. Il metodo delle velocità radiali è di gran lunga il più utilizzato ed ha portato la scoperta di 290 pianeti (in 249 sistemi planetari). Esso si basa su dei principi relativamente semplici da capire. Due corpi legati tra di loro dall’attrazione gravitazionale, ruotano attorno al centro di massa del sistema, che in generale non coincide con il centro di nessuno dei due corpi. Un esempio; ideale è costituito da due corpi dotati di uguale massa, legati gravitazionalmente: il centro di massa si trova esattamente nel punto medio del segmento (immaginario) che unisce i due centri. Mano a mano che la differenza di massa aumenta, il centro di massa (e quindi di gravità) si sposta verso il corpo più massiccio, ma non coinciderà mai esattamente con il suo centro geometrico, anche se può essere molto vicino: in ogni caso, in presenza di un sistema di due corpi, entrambi ruotano attorno al comune centro di massa, con una certa velocità. Se il sistema è costituito da un solo corpo (ad esempio una stella senza pianeti), non si avrà alcun movimento attorno al centro di massa (perché coinciderebbe con il centro stellare). Nel caso delle stelle, molto più brillanti dei pianeti, è possibile, analizzando il loro spettro, misurare l’eventuale velocità causata dalla presenza di un altro corpo nel sistema, attraverso l’effetto doppler, di cui sulla Terra ne siamo testimoni quasi ogni giorno. La situazione tipica è la sirena di un’ambulanza: quando il mezzo viene verso di noi il suono è acuto, mentre quando ci sorpassa e si allontana il suono cambia e diventa più grave: questo è l’effetto doppler. Un’onda, come lo è il suono o la stessa luce, viene compressa o dilatata dal moto della sorgente rispetto all’osservatore (e viceversa) in misura tanto maggiore quanto maggiore è la velocità diretta verso l’osservarore stesso (radiale). Se il moto è in avvicinamento si ha uno spostamento verso frequenze maggiori (il suono si sente più acuto); viceversa, quando è in allontanamento l’onda viene stirata e si ha uno spostamento verso frequenze minori (il suono è più grave). Nel caso della luce si ha lo stesso comportamento: una sorgente che si avvicina appare di frequenza maggiore, una che si allontana di frequenza minore.

Visione schematica dell’effetto doppler causato dalla presenza di un corpo planetario orbitante intorno ad una stella. 

In altre parole si può dire che una sorgente che si avvicina mostra un colore spostato verso la parte blu dello spettro, una che si allontana mostra un colore spostato verso la parte rossa dello spettro elettromagnetico. Analizzando la luce attraverso gli spettri è possibile quindi misurare la velocità verso l’osservatore (detta anche radiale) della sorgente. Quando si è in presenza di una stella con un pianeta, dallo studio della sua luce (il suo spettro) si scopre un andamento di velocità radiale periodico: questo è il segno inequivocabile che c’è almeno un altro corpo nel sistema; poiché la velocità misurata dipende dalla massa dei due corpi, stimando la massa della stella si può stimare la massa del corpo sconosciuto e dire se si tratta di un pianeta o meno. Il limite tra un pianeta ed una stella è stato fissato a 13 masse gioviane. Oltre questa massa il corpo celeste riesce ad innescare al suo interno le reazioni di fusione nucleare che lo fanno brillare come una stella.

Il metodo del microlensing si basa sull’effetto lente gravitazionale. Una sorgente vicina (una stella con eventuale pianeta) che passa prospetticamente davanti ad una molto lontana (una stella, un Quasar) si comporta come una lente d’ingrandimento, amplificando la luce della sorgente posta dietro di essa. Se la stella che fa da lente possiede un pianeta, anche esso amplifica l’immagine della sorgente di fondo, attraverso la comparsa di un picco luminoso secondario. Questo metodo permette di scoprire pianeti relativamente piccoli, anche di massa simile a quella terrestre; purtroppo l’evento di lente è quasi sempre unico e non ripetibile poiché occorre che il moto proprio della stella la porti a transitare prospetticamente di fronte alla sorgente di cui misuriamo la luce. Si tratta anche in questi casi di un metodo indiretto poiché la presenza del pianeta viene evidenziata analizzando la luce della stella che subisce l’effetto di lente gravitazionale da parte del pianeta.

Schematizzazione del metodo della microlente gravitazionale. Una stella vicina che passa prospetticament

Curva di velocità radiali dedotta dallo studio dello spettro stellare. La presenza di un pianeta fa muovere la stella attorno al centro di massa del sistema, con velocità di qualche centinaio di metri al secondo, per pianeti grandi come Giove. Le precisioni massime raggiungibili sono dell’ordine di 1 metro al secondo, ancora non sufficienti per scoprire pianeti di taglia terrestre. 

Il timing è applicabile solo a stelle che mostrano dei fenomeni altamente periodici, come le pulsar (resti di stelle esplose): la presenza di un pianeta altera il periodo di pulsazione della stella. Questo metodo, benché molto preciso, non è però pienamente sfruttabile poiché consente di trovare pianeti attorno a stelle ormai morte, e per di più dopo un’immane esplosione. Il metodo astrometrico si basa sullo stesso principio delle velocità radiali ma analizza un effetto diverso. Come già sappiamo, i corpi di un sistema costituito da almeno due masse ruotano attorno al comune centro di massa. Analizzando la posizione della stella oggetto di studio, possiamo, in linea teorica, mettere il luce lo spostamento rispetto ad altre stelle fisse causato dalla presenza di un pianeta. Nel caso delle velocità radiali si analizza lo spettro per misurare la velocità della stella; nel caso astrometrico si analizza invece il suo spostamento. Purtroppo la precisione di questo metodo non è grande e permette di scoprire solo oggetti estremamente massicci.

Il moto della pulsar attorno al centro di massa fa variare, a causa della velocità finita della luce, il periodo di pulsazione, altrimenti precisissimo, di questi oggetti

Il moto di una stella con pianeta attorno al centro di massa del sistema è teoricamente rilevabile come uno spostamento periodico attorno al percorso che la stella sembra percorrere nel cielo (moto proprio). Questo metodo è il meno preciso di tutti.

Mentre alcuni esopianeti sono stati osservati direttamente con telescopi (un processo noto come “Direct Imaging”), la stragrande maggioranza è stata rilevata attraverso metodi indiretti come il metodo di transito e il metodo di velocità radiale.

L’esopianeta Beta Pictoris b, che è stata osservata mediante rilevamento diretto nel 2009. Credito: ESO Questa immagine composita rappresenta l’ambiente vicino di Beta Pictoris visto nella luce del vicino infrarosso. Questo ambiente molto debole è rivelato dopo una sottrazione molto accurata dell’aureola stellare molto più luminosa. La parte esterna dell’immagine mostra la luce riflessa sul disco di polvere, come osservato nel 1996 con lo strumento ADONIS sul telescopio dell’ESO da 3,6 m; la parte interna è la parte più interna del sistema, come si vede a 3,6 micron con NACO sul Very Large Telescope. La nuova sorgente rilevata è più di 1000 volte più debole di Beta Pictoris, allineata con il disco, ad una distanza proiettata di 8 volte la distanza Terra-Sole. Entrambe le parti dell’immagine sono state ottenute su telescopi ESO dotati di ottica adattiva.

 

Numero di scoperte di pianeta extrasolari all’anno fino a settembre 2014, con i colori che indicano il metodo di rilevamento: velocità radiale (blu), transito (verde), tempo (giallo), imaging diretto (rosso), microlensing (arancione).Credito immagine: dominio pubblico

Esistono altri metodi e, da soli o in combinazione, hanno permesso il rilevamento e la conferma di migliaia di pianeti. A partire da maggio 2015, sono stati confermati un totale di 3700 pianeti nei 1214 sistemi planetari, oltre a 482 sistemi planetari multipli.

Missioni future:
Con la missione di Keplero e con così tante scoperte fatte in un breve periodo di tempo, la NASA e altre agenzie spaziali federali hanno in programma di continuare nella caccia ai pianeti extrasolari. Le missioni proposte dalla NASA che riprenderanno da dove Kepler ha lasciato includono il Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) – che è previsto per il lancio nel 2017 – e il James Webb Space Telescope , che sarà schierato nell’ottobre 2018.

Inoltre, l’Agenzia spaziale europea (ESA) spera di continuare a mappare una parte significativa della Via Lattea (compresi i pianeti extrasolari) utilizzando la sua navetta Gaia – che ha iniziato le operazioni nel 2013. L’ Osservatorio spaziale Herschel e la missione dell’ESA con la partecipazione di La NASA, è in funzione dal 2009 e dovrebbe anche fare molte scoperte interessanti nei prossimi anni.

C’è un universo là fuori da scoprire, e abbiamo appena scalfito la superficie!

L’Exoplanet Science Institute della NASA ha anche un buon sito web chiamato NASA Exoplanet Archive, che viene aggiornato con l’aiuto di Caltech.
Riferimenti
  1. “Interferometria dispersa esternamente” . SpectralFringe.org . LLNL / SSL . Giugno 2006 . Retrieved il 2009-12-06 .
  2. DJ Erskine; J. Edelstein; D. Harbeck e J. Lloyd (2005). “Interferometria dispersa dall’esterno per studi planetari”(PDF) . In Daniel R. Coulter. Atti di SPIE : tecniche e strumentazione per il rilevamento degli esopianeti II . 5905 . pp. 249-260.
  3. Auriere, Michel; Konstantinova-Antova, Renada; Espagnet, Olivier; Petit, Pascal; Roudier, Thierry; Charbonnel, Corinne; Donati, Jean-Francois; Wade, Gregg A. (2013). “Polluce: un campo magnetico dipolare debole stabile ma nessun pianeta?”. Atti dell’International Astronomical Union .9 : 359. arXiv : 1310.6907Liberamente accessibile . Bibcode : 2014IAUS..302..359A . doi : 10.1017 / S1743921314002476 .
  4. Stevens, Daniel J .; Gaudi, B. Scott (2013). “Probabilità di transito di Posteriori”. Pubblicazioni della Società Astronomica del Pacifico . 125 (930): 933-950.arXiv : 1305.1298Liberamente accessibile . Bibcode : 2013PASP..125..933S . doi : 10.1086 / 672572 .
  5. Rodler, Florian; Lopez-Morales, Mercedes; Ribas, Ignasi (2012). “Pesare il non caldo Jupiter Tau BOO b”. The Astrophysical Journal . 753 (1): L25.arXiv : 1206.6197Liberamente accessibile . Bibcode : 2012ApJ … 753L..25R . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 753/1 / L25 .
  6. “Prodotti scientifici di alto livello Kepler” .

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