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Pianeti, esopianeti e tecniche di scoperta

Pianeti e pianeti extrasolari

 

pianeti sono corpi celesti, orbitanti attorno ad una stella (senza esserlo essi stessi), la cui massa è sufficiente a conferirgli una forma sferoidale e la cui fascia orbitale è priva di eventuali corpi di dimensioni confrontabili o superiori.

 

Prima del 2006 non esisteva una definizione univoca di pianeta, lasciando alla prassi generale il compito di individuare un pianeta in ciascun corpo celeste dotato di una certa massa significativa e fissato su un'orbita definita. Il 24 Agosto del 2006, l'Unione Astronomica Internazionale (UAI) ha fornito la definizione riportata sopra.

L'esigenza di una chiara definizione è nata, molto recentemente, dal fatto che in base alla vaga definizione precedente non era più possibile continuare a parlare di nove pianeti nel Sistema Solare: con il miglioramento delle osservazioni si è giunti ad individuare centinaia di corpi celesti definibili come pianeti perché con caratteristiche simili a quelle di Plutone. E' stato necessario convocare sette luminari in campo astronomico per creare un Comitato finalizzato a fornire una definizione di pianeta. In base a questa nuova definizione, anche il Sistema Solare è passato da nove pianeti ad otto, derubricando proprio Plutone tra i pianeti nani.
La storia dei pianeti è molto recente, e si è sviluppata in seguito alle invenzioni tecnologiche sempre più raffinate che consentono di esplorare lo spazio lontano. Dalla storia, sappiamo che i pianeti erano identificati con i corpi che non stavano fermi in cielo, e che per questo si distinguevano dalle stelle fisse. Avevamo, quindi, che anche la Luna ed il Sole erano considerati tali, mentre Urano, Nettuno e Plutone non si vedevano neppure. Non a caso il termine "pianeta" deriva dal greco planétes, che vuol dire "errante" proprio in riferimento al moto di questi corpi rispetto alle stelle "fisse".

Analizziamo la definizione.
I pianeti ruotano intorno ad una stella (moto di rivoluzione) senza esserlo a loro volta. Per precisione, sia il pianeta sia la stella orbitano intorno ad un baricentro comune, ma la massa della stella è talmente maggiore che il baricentro delle due orbite si trova quasi al centro della stella stessa, quindi all'apparenza dei fatti è il pianeta a ruotare intorno all'astro (Legge di Gravitazione Universale). Il pianeta, per definizione, non deve essere una stella: sembra tautologico, ma alla luce dei fatti vuol dire che all'interno del pianeta non possono verificarsi fenomeni di fusione nucleare. La forma sferoidale è dovuta proprio alla rotazione dei pianeti intorno al loro asse (detto appunto asse di rotazione). Solitamente i pianeti risultano sferoidali e schiacciati ai poli a causa del loro moto di rotazione. Ruotando, infatti, la velocità di ciascuna parte di un pianeta cresce scendendo dal Polo Nord all'equatore (facendo riferimento alla Terra) e riscende dall'equatore al Polo Sud. Dovendo ruotare come corpo unico, infatti, la parte più larga è costretta a farlo più in fretta. Non sempre questo è vero, ma dipende anche e soprattutto dalla natura del pianeta stesso. Ad esempio, un pianeta roccioso si comporta come corpo solido e ruota "in blocco" mentre un pianeta gassoso può avere periodi di rotazione differenti alle varie latitudini.
Importante è tenere a mente che la differenza tra un pianeta ed un pianeta nano, sebbene il nome lasci intendere il contrario, non sta affatto nella dimensione del corpo celeste ma nella presenza o meno di tutte le caratteristiche che compongono la definizione di pianeta. Per la precisione, la mancanza della capacità di ritagliarsi un'orbita vera e propria determina, in presenza degli altri requisiti, la classificazione tra i pianeti nani.

Le classificazioni planetarie riguardano la composizione oppure, in maniera più arbitraria dal punto di vista scientifico, l'appartenenza al Sistema Solare. In base alla composizione, i pianeti possono essere caratterizzati da roccia oppure da gas: da questo deriva la classificazione in pianeti terrestri (o rocciosi o tellurici) e pianeti gassosi. In base all'appartenenza al Sistema Solare, invece, i pianeti vengono distinti in solari ed extra-solari (anche detti esopianeti).

Mondo acquatico, rappresentazioneA Ottobre 2017 sono più di 3500 i pianeti scoperti intorno ad altre stelle e circa 50 hanno dimensioni tra quella di Marte e qualche volta la dimensione della Terra e sono posti in fascia abitabile. Tra questi cinquanta, alcuni potrebbero essere pianeti di tipo "oceanico", coperti da acqua per uno spessore di centinaia di chilometri (water world), come sembra possano essere stati Terra e Venere durante le loro fasi evolutive. Oceani così profondi offrono una riserva di vapore acqueo per l'atmosfera e così gli scienziati provano a calcolare quanto possa essere stabile un oceano e la relativa atmosfera, specialmente in funzione del vento solare e dell'evaporazione indotta. Molti dei 50 pianeti si trovano in orbita stretta alla propria stella, spesso di classe M, quindi sono pesantemente esposti alla radiazione. I modelli portati avanti dal CfA mostrano possibili scenari puntando su parametri come i campi magnetici, i CME e la ionizzazione atmosferica. I risultati portano a volte a pianeti come la Terra, quindi in linea con le osservazioni, ma altre volte si giunge a una totale perdita di atmosfera: in media sembra che anche mondi acquatici perdano tutta la propria atmosfera intorno a stelle di classe M, il tutto in circa un miliardo di anni (Astrophysical Journal, Ottobre 2017, CfA). 

 

Esopianeti

 

Gli esopianeti sono corpi celesti non stellari, orbitanti attorno ad una stella che non sia il Sole, la cui massa è sufficiente a conferirgli una forma sferoidale e la cui fascia orbitale è priva di eventuali corpi di dimensioni confrontabili o superiori.

 

La definizione è la stessa valida per ogni pianeta, come evidente, mentre ciò che differenzia gli esopianeti è che la loro stella non è il Sole: in pratica, gli esopianeti si chiamano così proprio perché non appartengono al nosro Sistema Solare. Proprio per questa caratteristica sono detti anche pianeti extra-solari.


Lo studio dei pianeti extra-solari è molto recente, perché soltanto recentemente è stato possibile iniziare a vedere oppure ad intuire la presenza di questi corpi così lontani da noi. Un conto è vedere una stella lontana poiché essa brilla da par suo. Altra cosa è vedere un esopianeta, molto più piccolo e molto meno brillante rispetto al suo fuoco orbitale.
Storia recente, come è stato già detto. Il primo esopianeta scoperto, infatti, è datato 1995 ma sarebbe inutile dire ad oggi quanti ne sono stati scoperti, dal momento che questa pagina dovrebbe essere aggiornata di continuo. Una banca dati sempre aggiornata è rappresentata dal sito exoplanet.eu
Perché si ricercano i pianeti extra-solari? Forse la motivazione più grande è un senso di solitudine. La Terra, oggettivamente, non ha motivi speciali per i quali la vita debba essere presente soltanto sul suo territorio, e nella finita infinità dell'universo dovrà anche esserci un pianeta simile per condizioni in grado da far sviluppare forme di vita simili alla nostra. Non è la ricerca di vita extra-terrestre a spingere gli astronomi a questa passione, ma forse la branca degli esopianeti fa eccezione, almeno in parte, a questa regola.
Nonostante l'incremento continuo nel numero degli esopianeti, non è facile scovarne di nuovi e spesso si ricorre a metodi che non sono quelli rappresentati dall'osservazione diretta. Non è un caso, infatti, che la maggior parte degli esopianeti trovati presenti caratteristiche del tutto anomale rispetto ai pianeti ai quali siamo abituati nel nostro sistema planetario: spesso associano dimensioni maggiori rispetto a quelle di Giove, il più grande pianeta solare, con orbite molto strette intorno alla loro stella. Sappiamo che nel Sistema Solare l'orbita più stretta è quella di Mercurio, il pianeta più piccolo. Altrove sembra invece verificarsi il contrario. Probabilmente, tuttavia, è soltanto apparenza: con i nostri attuali mezzi riusciamo a vedere direttamente soltanto i pianeti più grandi, e se non si vedono direttamente si riescono a vedere gli effetti che questi producono. Non è che negli altri sistemi planetari non esistono pianeti piccoli: semplicemente non riusciamo a vederli. Riuscire a vedere un esopianeta è complicato sia per la brevissima distanza (piccola distanza angolare) del pianeta dalla stella sia per la grandissima differenza di luminosità dei due corpi stessi. Visti da così lontano, i due corpi sono vicinissimi e la luminosità della stella tende a coprire la luminosità riflessa dal pianeta. Inoltre, i pianeti hanno il massimo dell'emissione di corpo nero nella parte dell'infrarosso, ma questo contrasto con la stella va a diminuire quando si arriva all'infrarosso vicino e medio.

Tecniche di scoperta degli esopianeti

Ad oggi i pianeti individuati fuori il Sistema Solare sono di dimensioni paragonabili a quelle dei giganti gassosi nostrani. La sfida attuale è cercare pianeti terrestri che possono essere potenziali culle di forme di vita extra-terrestre. Un possibile pianeta è già stato trovato (Gliese 581c). Per la ricerca dei esopianeti esistono vari metodi di individuazione indiretta, sebbene proprio a fine 2008 sia iniziata una nuova era: la visione diretta di quattro pianeti extrasolari intorno alla bellissima stella Fomalhaut ed alla meno nota stella HR8799 nella costellazione di Pegaso.
Attualmente, la massa minima degli esopianeti trovati è quella di Gliese 581c, pari a 5 o 6 masse terrestri e posto intorno a Gliese 581, nei pressi di Beta Librae.
La maggior parte degli esopianeti trovati, come detto, è di tipo hot Jupiters, con masse elevate e densità basse a conferma della composizione principale di idrogeno ed elio. Una eccezione è tuttavia già nota nella costellazione dell'Eridano, ed è il pianeta HD 149026b, un gigante formato da roccia e gas, più massiccio di Saturno ma più piccolo. Metà o due terzi della sua massa dovrebbe essere presente sottoforma rocciosa e metallica.
Nel 2008 è stato scoperto un pianeta di circa 22 masse terrestri intorno ad una stella nana rossa. Questo pianeta è stato chiamato GJ 436b. Proprio GJ 436b e Gliese 581c potrebbero essere pianeti molto simili alla Terra in quanto ad atmosfera.
Le sonde COROT e Kepler avranno proprio lo scopo di cercare esopianeti di stampo terrestre.
Il principio per il quale il nostro sistema non è speciale rispetto agli altri, ha indotto a pensare che "esopianeti" esistano nella nostra Galassia ma anche in altre, il che è quasi ovvio. Proprio a giugno 2009 è stata accettata la pubblicazione di un articolo che assegna al metodo del pixel lensing gravitazionale la scoperta di un possibile pianeta in orbita intorno ad una stella della galassia M31 (Andromeda): se la scoperta venisse ribadita, si tratterebbe del primo esopianeta scoperto in una galassia che non sia la Via Lattea. In realtà i dati non sono attuali, ma risalgono al 1999 con la differenza che vengono analizzati alla luce delle nuove competenze e delle nuove strumentazioni a disposizione. La massa del possibile pianeta è al limite tra quella di un grande pianeta e quella di una piccola stella, quindi ancora è tutto da verificare.

Di tutti gli esopianeti trovati, il 10% circa si trova nella fascia di abitabilità della stella ma per la vita come la conosciamo non ci sono prospettive, visto che si tratta di giganti gassosi. Il discorso, recentemente, si è quindi spostato: questi esopianeti hanno delle lune? Se così fosse, forse la vita andrebbe cercata su queste per ora inosservabili esolune.

METODO DELLA VISIONE DIRETTA

Il metodo di visione diretta, come detto, è recentissimo dal momento che fino al termine del 2008 nessun pianeta extra-solare era stato visto orbitare intorno alla sua stella.
Il primo è stato Fomalhaut b, intorno alla giovanissima e brillantissima stella Fomalhaut nella costellazione del Pesce Australe. Gli esopianeti fotografati sono ben quattro a fine 2008, uno intorno a Fomalhaut e tre intorno alla stella HR8799 nella costellazione di Pegaso.

Fomalhaut B ripreso nel Pesce Australe

Fomalhaut b è stato fotografato ad opera di quel fantastico strumento osservativo che risponde al nome di Hubble Space Telescope (HST): dopo otto anni di attente osservazioni si è giunti a fotografare con certezza il pianeta b della stella Fomalhaut, stabilendone anche i parametri fisici ed orbitali. Ciò che lascia stupefatti è che l'immagine è stata presa nello spettro visibile, mentre si riteneva sempre che la banda più favorevole fosse quella infrarossa, per osservare pianeti ancora caldi in formazione. Fomalhaut b risiede nella fascia di polveri della stella principale, il che lascia intendere che possa trattarsi di un pianeta roccioso o, perlomeno, con un nucleo solido molto importante.
Le immagini sono state ottenute schermando la luce della stella con un apposito filtro, in modo che la sua luminosità non offuscasse quella molto più tenue del pianeta.
 Altro fattore di rilievo: finora le stelle di classe spettrale A (come Fomalhaut) erano state trascurate perché la loro estrema luminosità rendeva quasi impossibile vedere la luminosità di eventuali pianeti. Eppure era stato tralasciato un aspetto: queste stelle hanno un disco protoplanetario molto esteso, che rende possibile la formazione di pianeti in orbite molto distanti dall'astro centrale. Inoltre, essendo stelle giovanissime, i pianeti sono ancora in formazione e quindi molto caldi, forti emittenti nella banda infrarossa.

METODO DELLE VELOCITA' RADIALI

Nell'universo, la velocità di una stella all'interno della galassia può essere visto come costante. La presenza di un pianeta nei paraggi della stella comporta la presenza di un campo gravitazionale che altera il movimento della stella stessa. Sappiamo, infatti, che stella e pianeta orbitano intorno ad un baricentro comune, e soltanto l'imponente massa stellare fa si che questo baricentro sia spostato nettamente a favore della stella coincidendo quasi con il suo centro (la conseguenza è che la stella sta quasi ferma mentre il pianeta le orbita intorno).
L'analisi spettrografica della stella mostrerà, quindi, delle variazioni di effetto Doppler (o di redshift) che consentiranno la stima della massa del pianeta e del suo periodo orbitale. Effetti osservabili, però, saranno presenti soltanto in caso di pianeti giganti in orbita stretta. Se qualcuno osservasse il Sole da fuori il Sistema Solare ed il suo unico pianeta fosse Mercurio, di certo non si accorgerebbe di nulla. Con il metodo delle velocità radiali nel 1995 fu scoperto il primo esopianeta, 51 Pegasi. Gli esopianeti successivi sono stati trovati per la maggior parte con questo metodo.

ASTROMETRIA

Tramite accurate misure astronometriche è possibile rilevare esopianeti misurando dal moto proprio della stella la velocità orbitale attorno al comune centro di massa, perpendicolarmente alla linea di vista. Lo svantaggio è legato al fatto che il metodo è utilizzabile soltanto per stelle vicine e delle quali sono fissati i moti propri in maniera del tutto precisa: in pratica il metodo consiste nel misurare precisamente la posizione di una stella e nell'osservare quanto essa cambia nel tempo a causa dell'interazione gravitazionale con un oggetto compagno. Dato che il cambio di posizione è piccolissimo, soltanto recentemente (giugno 2009, con pubblicazione su The Astrophysical Journal di Luglio 2009) è stato possibile identificare tramite astrometria un pianeta extrasolare e per lungo tempo questo metodo è rimasto da parte. Il pianeta è stato scoperto in orbita intorno ad una stella nana ultrafredda. Il pianeta ha massa pari a 6,4 Mj (Jupiter Mass), con periodo orbitale di 0,744 anni intorno alla stella VB10 (van Biesbroeck 1944), vicina alla massa limite inferiore per una stella (vedi dettagli).

METODO DEI TRANSITI

Il metodo dei transiti è il più recente: se un pianeta passa davanti ad una stella ne oscura il disco per una frazione temporale che è pari al quadrato del rapporto tra i raggi dei due corpi celesti. In pratica si osserva la curva di luce della stella, e laddove questa sia più luminosa il calcolo è ancora più facile. Anche stavolta, ovviamente, i risultati migliori si hanno nei casi di pianeti giganti in orbita stretta. Il grande vantaggio è dato dal fatto che, studiando l'oscuramento del disco stellare, si riesce a capire anche il raggio del pianeta e l'inclinazione dell'orbita rispetto all'eclittica.
Il primo pianeta ad essere stato scoperto grazie al metodo dei transiti è stato, nel 1999, HD209458. Una informazione in più: lo spettro stellare che arriva in modo diretto quando non ci sono pianeti intermedi mostra determinati assorbimenti e determinate emissioni all'interno dello spettro. Quando il pianeta passa davanti alla stella, lo spettro può variare in merito ad emissioni ed assorbimenti, il che implica che il pianeta presenta alcune caratteristiche fisiche quali possono essere la presenza di elementi chimici quali sodio o idrogeno.

I transiti necessitano di orbite particolari, non lunghe per poter essere osservati più volte. Il pianeta HD76920b ha, ad esempio, una orbita del tutto peculiare, molto allungata. Ha quattro masse gioviane e si trova nel Pesce Volante a 587 anni luce da noi. Il suo punto più distante dalla propria stella è di circa 2 Unità Astronomiche.

Orbita di HD76920b sovra impressa sul Sistema Solare. Credit Jake Clark

Orbita di HD76920b sovra impressa sul Sistema Solare. Credit Jake Clark

Ciò che spiazza, anche in termini di formazione, è l'orbita di questo pianeta in termini di eccentricità che potrebbe essere la conseguenza della formazione di due pianeti co-planari: uno potrebbe aver avuto la peggio e essere stato allontanato dal sistema planetario mentre l'altro si sarebbe disposto in orbita eccentrica. Alternativa potrebbe venire dalla natura binaria della stella. HD 76920b orbita una stella anziana, con età di circa 7 miliardi di anni, e sperimenta fortissime interazioni mareali nel punto di periastro. Si tratta di un pianeta gassoso quindi dovrebbe subire forti deformazioni nel passaggio e questo dovrebbe portare a una circolarizzazione dell'orbita nel tempo, mantenendo fisso il periastro e avvicinando l'afastro. Il pianeta, quindi, non dovrebbe trovarsi lì dalla sua nascita. 

LENTE GRAVITAZIONALE

La lente gravitazionale di Einstein non è un metodo che nasce per individuare esopianeti, ovviamente. Tuttavia in determinate circostanze può essere interessante: un pianeta di grandi dimensioni distorcerebbe il raggio di luce emesso da una stella (facendone aumentare quasi impercettibilmente la luminosità), ed in tal caso sarebbe possibile individuare più semplicemente anche i pianeti terrestri. Finora non ci sono stati riscontri in tal senso, tuttavia, ed è anche facilmente spiegabile. L'effetto, predetto da Einstein negli anni Trenta, concentra sull'osservatore per un breve tempo i raggi luminosi della stella ma il fenomeno è temporaneo visto che stella, pianeta ed osservatore si muovono nello spazio e nel tempo, facendo scomparire molto presto le condizioni di allineamento necessarie. L'evento genera una curva di luce tipica, nota come curva di Paczynski, caratterizzata da un veloce aumento della luminosità e da un ritorno al valore iniziale dopo un rapido massimo.
Nella nostra Galassia è stimato che un evento del genere potrebbe verificarsi con una probabilità di uno su un milione per ciascuna stella, visto che occorre un allineamento perfetto tra stella, pianeta e Terra.
In realtà di lenti gravitazionali, grazie agli strumenti oggi utilizzabili, ne sono state scoperte a migliaia ma non si ha la prova di una combinazione stella-pianeta, quindi ad oggi nessun esopianeta è stato scoperto con questo metodo.

Rappresentazione artistica di collisioniCon la tecnologia i metodi tendono ad aumentare, anche in corrispondenza di modelli di previsione: gli esopianeti giganti in orbita distante dalla propria stella hanno maggiori possibilità di esser scoperti se intorno alla stella stessa è presente un disco di detriti (Astronomical Journal, Ottobre 2017 - IPAC/Caltech). Lo studio si concentra sui pianeti con più di cinque masse gioviane ed è il più ampio, in termini di dati, per quanto concerne le stelle con dischi di polvere: sarebbero proprio i pianeti giganti a mantenere vivi questi dischi, quindi la loro presenza indica una stella intorno alla quale è più probabile trovare pianeti giganti. La probabilità è più elevata di nove volte e il risultato è frutto dei dati ottenuti da Spitzer su 130 stelle singole con disco e 277 stelle senza disco, con età comprese tra pochi milioni di anni e un miliardo di anni. Il legame tra giganti e dischi è soltanto statistico, il motivo ancora non è stato riscontrato da alcuna teoria anche se intuitivamente la gravità esercitata potrebbe far aumentare il numero di collisioni tra planetesimi. Se così fosse, sistemi planetari simili potrebbero anche presentare una assenza totale di pianeti più piccoli. Ci sono esempi che confermano ma anche esempi che non lo fanno: il pianeta di Beta Pictoris, ad esempio, si trova in un sistema con un disco.

Un esopianeta massiccio è risultato dai dati della survey a microlente gravitazionale di Spitzer Space Telescope. Il pianeta si trova nel bulge galattico ed è chiamato OGLE-2016-BLG-1190Lb ed è il primo scoperto da Spitzer in questo modo e in questa zona (27 ottobre, arXiv).
La stella è stata scoperta a Giugno 2016 tramite evento di microlente dall'Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE), un progetto polacco dell'Università di Varsavia che cerca esopianeti e materia oscura tramite un telescopio da 1.3 metri a Las Campanas in Cile. 
Pochi giorni dopo Spitzer ha osservato la stessa zona scovando un nuovo oggetto intorno alla stella nana. La massa è di circa 13.4 masse gioviane, al limite della fusione del deuterio e quindi al limite del confine pianeta-stella. Potrebbe trattarsi ancora di una nana bruna, data l'incertezza. La distanza dalla stella è di 2 UA. La stella madre è di classe G e ha massa di 0.89 masse solari, distante da noi 22 mila anni luce. 
 
Curve di luce dell'esopianeta scoperto da Spitzer
 
Curve di luce dell'esopianeta scoperto da Spitzer
 
Nel 2016 è stata effettuata la prima misurazione di parallax microlensing di un piccolo oggetto stellare tramite le osservazioni di Spitzer e di un telescopio terrestre ma una complicazione non da poco era legata al fatto di utilizzare soltanto due punto di osservazione. Tre punti avrebbero eliminato le incertezze e così un team del CfA guidato da Jennifer Yee, nel 2017, ha osservato il primo evento di microlente gravitazionale da tre diversi punti di osservazione: Spitzer, la Terra e il telescopio Kepler (K2 mission). L'oggetto è MOA-2016-BLG-290 ed è una stella di appena 0.07 masse solari posta a 22 mila anni luce di distanza da noi (Astrophysical Journal, Dicembre 2017, CfA).
 
Grafico della posizione di Spitzer. Credit NASA/Spitzer
 
Grafico della posizione di Spitzer. Credit NASA/Spitzer
 

RAGIONIAMO AL CONTRARIO

Transito della Terra sul Sole
Transito della Terra sul Sole
 
Un team della Queen's University di Belfast e del Max Planck Institute for Solar System Research in Germania hanno pensato al contrario: quali degli esopianeti scoperti a oggi potrebbe, a sua volta, scoprire la Terra durante un transito sul Sole? L'articolo, pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society a settembre 2017, indica almeno nove esopianeti in grado di scoprirci. Uno dei risultati, sorprendenti se vogliamo, vede i pianeti terrestri più facili da scoprire rispetto ai giganti gassosi del nostro Sistema Solare, nonostante le dimensioni ridotte: non sono le dimensioni che contano ma la vicinanza di un pianeta alla propria stella, e questo va a favore della Terra e dei suoi fratelli rocciosi. 
Un osservatore disposto a caso nella Galassia avrebbe una probabilità su 40 di scoprire almeno un pianeta intorno al Sole. La probabilità di scoprire due pianeti è dieci volte inferiore mentre quella di scoprire tre pianeti sarebbe ulteriori dieci volte inferiore
Tra le migliaia di esopianeti scoperti a oggi, circa 68 potrebbero scorgere uno o più pianeti solari in transito. Nove dei sessantotto sono in posizione ideale per veder transitare la Terra anche se nessuno di questi nove è considerato abitabile. 
Statisticamente dovrebbero esserci, invece, dieci pianeti abitabili (ancora non scoperti) in grado di osservare la Terra in transito.

ESOATMOSFERE

Una delle sfide dell'inizio del nuovo millennio, con la scoperta di numerosi esopianeti, consiste nel caratterizzarne le atmosfere e a questo scopo più importante della massa è la dimensione di un pianeta, almeno secondo uno studio del Settembre 2017 presentato all'European Planetary Science Congress. Le analisi di 30 esopianeti hanno portato a questa conclusione, riuscendo a caratterizzare l'atmosfera di 16 "hot Jupiters" e rivelando vapore acqueo in ciascun caso. Lo studio si dimostra fondamentale per riuscire a ottenere informazioni su ciascuno dei pianeti a oggi scoperti e per giungere al risultato ha elaborato i dati della WFC3 a bordo di Hubble Space Telescope, ottenendo i dati spettrali di 30 esopianeti. Come accennato, per osservare le esoatmosfere non conta la massa di un esopianeta ma la sua dimensione, con l'implicazione che la forza gravitazionale dell'esopianeta è in realtà un effetto minore in tal senso. 

Molte delle atmosfere studiate mostrano la presenza di nubi mentre i pianeti più caldi, con temperature che superano i 1700°C, sembrano avere cieli sereni almeno a elevate altitudini. In questi pianeti oltre al vapore acqueo è stato rintracciato ossido di titanio e ossido di vanadio. 

Sistema esoplanetario, rappresentazione. Credit Alexaldo

Sistema esoplanetario, rappresentazione. Credit Alexaldo

Nevica ossido di titanio su Kepler-13Ab, secondo lo Hubble Space Telescope. Il processo è noto come "cold trap" ed è la prima volta che viene osservato nel palcoscenico dell'universo (The Astronomical Journal - Penn State University). Lo studio delle esoatmosfere è un passo importante per la determinazione dei pianeti potenzialmente abitabili e poco importa se si inizia dallo studio di giganti gassosi non abitabili perché esperienza e tecnologie aumenteranno fino a essere applicate su esopianeti rocciosi simili alla Terra, nel futuro. 
Kepler-13Ab è uno dei più caldi esopianeti conosciuti, con una temperatura diurna di 5000 Fahrenheit e una rotazione bloccata dalla gravità stellare. La neve è presente soltanto nel lato notturno. L'atmosfera del pianeta è molto più fredda a elevate altitudini, il che è sorprendente rispetto al trend di altri hot jupiter. L'ossido di titano nell'atmosfera di altri pianeti simili assorbe la luce stellare e la irradia come calore, rendendo l'atmosfera più calda man mano che si sale in altitudine. Intrigati da questa anomalia, gli scienziati hanno concluso che la forma di titanio che assorbe la luce stellare viene rimossa dal lato diurno del pianeta e questa assenza si ripercuote sulla temperatura, che cala.
I potenti vendi sul pianeta trasportano l'ossido di titanio, condensandolo in fiocchi di cristallo che vanno a formare le nubi. La gravità esercitata dal pianeta, sei volte maggiore di quella di Giove, determina poi la caduta dell'ossido di titanio sotto forma di neve dall'alta atmosfera a uno strato più basso, nel lato notturno.  La teoria è valida da anni ma sarebbe la prima volta che il fenomeno si rende evidente. Il titanio non si allontana tanto dal punto di caduta, così torna in forma gassosa nella parte diurna. Hubble ha osservato il tutto nel vicino infrarosso durante il passaggio del pianeta dietro la propria stella, in una eclisse secondaria.
 
Rappresentazione di Kepler-13Ab
 
Rappresentazione di Kepler-13Ab
 
Rappresentazione di Ross 128bUn pianeta distante 11 anni luce da noi potrebbe avere un clima abbastanza mite, simile a quello terrestre. Il pianeta si chiama Ross 128b ed è stato scoperto tramite lo strumento Harps (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) intorno a una nana rossa non attiva, ed è proprio la mancanza di attività ad aumentare le probabilità di sostenere forme di vita. Il periodo orbitale del pianeta è di 9.9 giorni ed è di piccola massa, con temperatura superficiale simile a quella terrestre. L'assenza dei flare potenti e tipici delle nane rosse renderebbe la "vita" dei pianeti molto più serena. Il moto proprio della stella farà sì che questo pianeta, tra quelli scoperti, sarà il più vicino al nostro tra 79 mila anni, avvicinandosi quindi più di quanto oggi non lo sia Proxima b. Il pianeta orbita 20 volte più vicino alla stella di quanto non faccia la Terra con il Sole ma riceve una radiazione pari a 1,38 volte quella della Terra, con temperatura di equilibrio stimata tra -60 e +20°C (Astronomy and Astrophysics). 
WASP-18b, invece, sembra avvolto da una stratosfera carica di monossido di carbonio ma priva di acqua (Hubble e Spitzer, Novembre 2017, Astrophysical Journal Letters). Una stratosfera si forma a partire da particelle che assorbono la radiazione UV e visibile rilasciando energia come calore. WASP-18b orbita molto vicino alla stella-madre e ha una insolita composizione che lascia pensare a una formazione diversa da quella dei giganti gassosi come Giove. Si trova a 325 anni luce dalla Terra e la sua particolarità è proprio la dominanza di ossido di carbonio, che apre la strada a nuovi processi fisici nelle atmosfere planetarie. Per la precisione, WASP-18b ha monossido di carbonio caldo nella stratosfera e più freddo negli strati sottostanti, nella troposfera quindi. Per arrivare alle firme spettroscopiche ottenute, l'alta atmosfera di WASP-18b deve essere carica di monossido di carbonio con una metallicità molto elevata: la sua formazione deve essere stata quindi molto diversa da quella di Giove, ad esempio, e di altri hot Jupiters

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