Come si scoprono gli esopianeti
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Come si scoprono gli esopianeti

Migliaia di pianeti extrasolari sono stati scoperti in pochi anni e con tecniche sempre nuove. Tecniche come i transiti dedotti dall'analisi della curva di luce, le velocità radiali, il microlensing gravitazionale sono oggi fondamentali per scoprire e caratterizzare gli esopianeti, determinandone massa e dimensione, presenza di atmosfera e potenziali abitabilità. Il futuro consentirà anche la scoperta di esolune.

Perché questo interesse negli esopianeti?

Molti investimenti vengono diretti oggi su missioni in grado di scoprire pianeti oltre il Sistema Solare. Il motivo essenziale è la ricerca di un pianeta simile alla Terra in grado di presentare condizioni di abitabilità e, possibilmente, vita.

Lo studio dei pianeti extra-solari, o esopianeti, è molto recente poiché soltanto recentemente è stato possibile iniziare a osservare o dedurre 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 tanto da essere totalmente oscurato dalla luminosità della sua stella madre.

Storia recente, come è stato già detto. Il primo esopianeta scoperto, infatti, è datato 1995 ma sarebbe inutile dire ad oggi quanti ne siano stati scoperti. Il conto preciso lo teniamo nell'apposita sezione contenente tutte le schede relative agli esopianeti a oggi confermati.

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 questi pianeti associano dimensioni maggiori rispetto a quelle di Giove, il più grande pianeta solare, a orbite molto strette intorno alla propria stella -madre. 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 soltanto i pianeti più grandi, quelli che producono maggiori effetti.
Per scoprire un esopianeta occorre quindi utilizzare tecniche ben precise e a volte molto lunghe.

Ultimo aggiornamento del: 12/05/2019 18:58:23

Curva di luce e metodo dei transiti

Il metodo a oggi maggiormente utilizzato per la scoperta di esopianeti consiste nell'analisi del calo di luce stellare prodotto dal passaggio di uno o più pianeta lungo la linea di vista. Un metodo importante anche per l'atmosfera planetaria.

Il metodo dei transiti è il metodo ad oggi più prolifico: se un pianeta , rispetto alla nostra linea di vista, passa davanti alla propria stella la luce totale che arriva a noi risente del passaggio visto che per la sua durata non percepiamo più la luce proveniente da entrambi i corpi ma osserviamo un parziale oscuramento del disco stellare. La durata del transito è è pari al quadrato del rapporto tra i raggi dei due corpi celesti coinvolti.

Rappresentazione di due transiti a opera di due pianeti di diversa dimensione.
Rappresentazione di due transiti a opera di due pianeti di diversa dimensione.

Esistono survey che scandagliano il cielo alla ricerca di cali periodici di luce stellari indicanti il passaggio di pianeti davanti alla stella. I telescopi più famosi in tal senso sono Kepler, telescopio orbitante della NASA, e TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), anch'esso NASA.

Grazie ai cali di luminosità periodici espressi dalla curva di luce delle stelle sono stati scoperti migliaia di esopianeti a oggi, ma il discorso non è affatto semplice come sembra. In tutte le animazioni osserviamo cali di luce molto netti ma se guardiamo l'effettivo calo di magnitudine ci accorgiamo che i cali sono nell'ordine dei centesimi e questo richiede sensori molto sensibili.

Non è questa l'unica problematica: se guardassimo il Sistema Solare dall'esterno vedremmo un calo di luce ogni 365 giorni e questo ci potrebbe far pensare all'esistenza di un pianeta in orbita , in tal caso proprio la nostra Terra. I transiti però possono essere diversi: oltre a quello terrestre, un osservatore esterno vedrebbe passare Mercurio ogni 88 giorni, Venere ogni 225 giorni, Marte ogni 687 giorni e così via. Ciascun pianeta produrrebbe un calo di luce differente in base alle dimensioni, ma Terra e Venere hanno dimensioni simili, Marte ha un'orbita molto eccentrica quindi quando è in perielio produce un calo di luce maggiore rispetto al punto di afelio . A parte il segnale periodico e ripetitivo che può essere osservato nel caso di un solo pianeta in transito, in tutti gli altri casi occorrono modelli in grado di creare un match con le curve osservate al fine di scoprire effettivamente di quanti pianeti si stia parlando.

Tra i vantaggi del metodo, i transiti consentono di ottenere una stima della dimensione del pianeta in base alla durata del calo di luce e consentono di avere informazioni circa l'atmosfera del pianeta in transito. In caso di atmosfera, infatti, la curva di luce calerà prima in modo lieve visto che la radiazione stellare penetra attraverso lo strato atmosferico per poi calare più rapidamente nel momento in cui inizia il transito del corpo solido. In uscita, la curva mostrerà un aspetto simmetrico, con un rialzo netto della luminosità nel momento dell'uscita del corpo solido dal disco stellare e un rialzo lieve durante il transito del solo strato atmosferico. Non solo: conoscendo lo spettro della stella e le righe che lo compongono, indicanti le componenti chimiche presenti nella sua atmosfera, la presenza di righe aggiuntive durante il transito indica la composizione atmosferica del pianeta in transito. Un esempio molto valido è dato dal pianeta Lhs 3844b, scoperto da TESS nel 2018 alla distanza di 48.6 anni luce e con un raggio pari a 1.3 volte il raggio terrestre. La sua curva di luce è rappresentata di seguito: 

Curva di luce della stella Lhs3844 in seguito al transito del pianeta b. Crediti NASA/JPL/Caltech
Curva di luce della stella Lhs3844 in seguito al transito del pianeta b. Crediti NASA/JPL/Caltech

Il calo osservato al passaggio del pianeta di fronte alla stella, una piccola nana rossa di classe spettrale M, è decisamente netto e verticale. Il pianeta, osservato dalla camera IRAC di Spitzer Space Telescope, evidenzia una superficie che appare coperta di lava scura, la stessa che ha formato i mari lunari. La rivoluzione del pianeta si compie in 11 ore e la temperatura sul lato bloccato verso la stella è stimata in 770°C. Proprio da questo calore è stato possibile ottenere radiazione tale da consentire deduzioni sulla superficie planetaria. A conferma dell'assenza di atmosfera vi è un trasferimento di calore tra i due lati planetari del tutto trascurabile. L'assenza di atmosfera sarebbe giustificata proprio dalla vicinanza alla stella, la cui radiazione avrebbe strappato l'involucro gassoso (Nature - “Absence of a thick atmosphere on the terrestrial exoplanet Lhs 3844b” - Laura Kreidberg et al.).

La rotazione della stella fa sì che una parte sia in "avvicinamento" alla Terra, producendo un blueshift, mentre l'altra sia in "allontanamento", producendo un leggero redshift . Durante il transito, il pianeta va a oscurare dapprima una delle due metà stellari e poi l'altra quindi andando a analizzare quale parte della luce stellare sia mancante (quella con blueshift o quella con redshift) è possibile anche stabilire la direzione del percorso orbitale rispetto alla rotazione stellare (obliquità orbitale), ottenendo peraltro informazioni circa il moto progrado o retrogrado del pianeta. Se l'esopianeta in transito è molto caldo, inoltre, la velocità radiale della stella-madre può essere influenzata consentendo anche di rivelare presenza di elementi pesanti come il ferro in mondi con temperature superiori ai 2.500°C. A scoprirlo è un team del progetto GAPS (Global Architecture of Planetary System) in seguito a un attento esame della curva di luce di Kelt-9b, il più caldo esopianeta alla data dello studio con temperatura di 4.000°C. In base all'angolo di obliquità, infatti, le velocità radiali non erano congrue con la differenza imputabile alla presenza di atomi di ferro, neutri e ionizzati, in atmosfera: lo spettro atmosferico si sovrappone, durante il transito, a quello stellare modificando il profilo di riga medio della stella, principalmente basato sulla riga del ferro (“The GAPS Programme with HARPS-N at TNG XIX. Atmospheric Rossiter-McLaughlin effect and improved parameters of KELT-9b“ - F. Borsa et al.).

 

Tra gli svantaggi, invece, c'è la mancanza di informazioni riguardanti la massa e la possibilità di osservare soltanto pianeti che passano davanti alla stella rispetto al nostro punto di osservazione e di osservare soltanto pianeti grandi rispetto alla stella stessa, in grado di produrre cali di luce maggiori. Pianeti di tipo terrestre, più piccoli, producono cali di luce che necessitano di sensori molto sofisticati. Non è un caso se la maggior parte dei pianeti scoperti tramite transiti siano di tipo hot-Jupiter, con grandi diametri e piccole distanze dalla stella-madre. Non si tratta soltanto di dimensione ma anche di distanza dalla stella: pianeti più distanti hanno periodi orbitali maggiori e richiedono molto più tempo per poter avere una conferma. Per la Terra, da esterni, dovremmo attendere almeno due transiti ogni 365 giorni ma se vedessimo transitare Giove dovremmo attendere 12 anni per poter assistere a un altro transito. 

In genere il metodo dei transiti fornisce un alert che deve essere validato attraverso un altro metodo, principalmente quello delle velocità radiali. Il confronto serve per la validazione ma anche per aggiungere la stima della massa a quella del diametro e trovare, così, la densità.

E' possibile fare una diretta esperienza con il metodo dei transiti attraverso il programma per citizens di Zoouniverse, Planet Hunters, nella sezione dedicata agli esopianeti: vengono presentate delle curve di luce nelle quali ognuno può segnalare un eventuale calo di luce. Nel caso in cui più segnalazioni di più persone convergano verso una determinata curva di luce, viene inviato un alert alle autorità competenti per una conferma. E' vero che al giorno di oggi ogni dato viene scansionato da un algoritmo di machine learning che lascia poco spazio all'intervento degli appassionati umani, ma sicuramente si tratta di una esperienza in grado di far comprendere al meglio questa metodologia. Un esempio di intelligenza artificiale è rappresentato, ad esempio, da un algoritmo elaborato nel 2019 al fine di scoprire giganti gassosi di tipo gioviano: i computer analizzano non tanto la curva di luce quanto la composizione chimica delle stelle alla caccia dei marcatori in grado di indicare la maggior probabilità di presenza di pianeti. Questi indicatori sono gli elementi più comuni sulla Terra (The Astrophysical Journal - “A Recommendation Algorithm to Predict Giant Exoplanet Host Stars Using Stellar Elemental Abundances” di Natalie R. Hinkel et al.)

Curva di luce da Planet Hunters. Da notare la scala di magnitudini sulla sinistra.
Curva di luce da Planet Hunters. Da notare la scala di magnitudini sulla sinistra.

Il primo pianeta ad essere stato scoperto grazie al metodo dei transiti è stato, nel 1999, HD209458b.

Dopo quasi dieci anni di attività del telescopio spaziale Kepler, in grado di trovare quasi quattromila esopianeti e decine di migliaia di candidati, il telescopio spaziale TESS ha il compito di osservare transiti su stelle vicine e brillanti, alla ricerca di pianeti più piccoli in stile terrestre.

  • Vantaggi: determinazione della dimensione, caratterizzazione dell'atmosfera, individuazione del moto di rivoluzione
  • Svantaggi: mancanza di informazioni sulla massa, possibilità di osservare soltanto pianeti con determinate caratteristiche orbitali

Ultimo aggiornamento del: 29/09/2019 19:11:00

Metodo dell'osservazione diretta

Pianeti non troppo vicini alla propria stella e con una luminosità oltre una certa soglia possono essere osservati in via diretta e quindi immortalati. Si tratta di uno dei metodi di scoperta più difficili ma il progresso tecnologico aiuterà

Fino al termine del 2008 nessun pianeta extra-solare era mai stato osservato in orbita intorno alla propria stella-madre. 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.

Il disco di Fomalhaut con l'evidenza, nel riquadro, dello spostamento di Fomalhaut-b. Crediti HST
Il disco di Fomalhaut con l'evidenza, nel riquadro, dello spostamento di Fomalhaut-b. Crediti HST

 

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 stabilendone anche i parametri fisici ed orbitali. Ciò che lascia stupefatti è che l'immagine è stata presa nello spettro visibile, mentre si era sempre ritenuta la banda infrarossa come più favorevole all'osservazione di pianeti ancora caldi in formazione.

Le immagini vengono ottenute schermando la luce della stella con un apposito filtro, in modo che la sua luminosità non vada a offuscare quella molto più tenue del pianeta.

Altro fattore di rilievo: fino all'immagine 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 sorgenti in infrarosso .

Il sistema planetario di CS Chamaleon
Il sistema di CS Chamaleon,la cui natura è ancora dibattuta

Un piccolo compagno è stato osservato vicino la stella CS Cha durante l'osservazione del disco di polvere a inizio 2018. L'oggetto potrebbe essere un pianeta "bambino" in fase di accrescimento secondo le osservazioni operate da SPHERE ma attraverso le sole immagini non è possibile stabilire la natura del corpo celeste, che attualmente potrebbe essere un super-Giove oppure una nana bruna .

Lo spettro visibile non è l'unico metodo per immortalare un esopianeta e con beta Pictoris b è stato ottenuto un sorprendente risultato: osservando molecole presenti in atmosfera esoplanetaria ma assenti nello spettro stellare è possibile "immortalare" un pianeta altrimenti invisibile, a patto che si riesca a ottenere strumenti particolarmente sensibili a determinate molecole. Riprendendo soltanto queste molecole, la stella - che ne è priva - viene quindi "cancellata" riuscendo a ottenere una immagine dell'esopianeta anche nel caso in cui questo orbiti intorno alla stella in maniera abbastanza stretta. A metà 2018, tramite dati di archivio riguardanti Beta Pic relativamente alla molecola del vapor acqueo e dell'ossido di carbonio, la "pulizia" effettuata eliminando tutte le altre molecole ha in effetti reso il pianeta ben visibile. Osservando le molecole di ammoniaca e di metano, presenti anche nella stella, il pianeta è invece scomparso. (Astronomy & Astrophysics “Medium-resolution integral-field spectroscopy for high-contrast exoplanet imaging: Molecule maps of the beta Pictoris system with SINFONI“, di H.J. Hoeijmakers et al.).

beta Pictoris b visibile nelle molecole di vapore acqueo e monossido di carbonio, invisibile nelle molecole di metano e ammoniaca. Crediti UniGe
beta Pictoris b visibile nelle molecole di vapore acqueo e monossido di carbonio,
invisibile nelle molecole di metano e ammoniaca. Crediti UniGe

 

Ultimo aggiornamento del: 12/05/2019 22:32:10

Il metodo delle velocità radiali

Il metodo delle velocità radiali studia le piccolissime oscillazioni nella luce stellare indotte dalla presenza gravitazionale di un pianeta. Il metodo consente di determinare le masse in gioco, un fattore fondamentale per capire il tipo di pianeta

Nell'universo, la velocità di una stella all'interno della Via Lattea può essere vista come costante. La presenza di un pianeta in orbita alla stella comporta la presenza di un campo gravitazionale tale da alterarne il movimento. 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).

Il "quasi" implica che qualche movimento ricade anche sulla stella, quindi l'analisi spettrografica dell'astro mostrerà delle oscillazioni dovute all'effetto Doppler che consentiranno - nota la massa stellare - la stima della massa del pianeta e del suo periodo orbitale.

Con il metodo delle velocità radiali nel 1995 fu scoperto il primo esopianeta , 51 Pegasi b, scoperta valsa il Premio Nobel per la Fisica del 2019 (insieme a James Peebles per la cosmologia) agli autori della scoperta, Michel Mayor e Didier Queloz. Effetti tangibili saranno presenti maggiormente nel caso di pianeti giganti in orbita stretta, visto che la maggior massa e la minore distanza producono un baricentro meno spostato verso la stella. Se qualcuno osservasse il Sole da fuori il Sistema Solare ed il suo unico pianeta fosse Mercurio le oscillazioni del Sole sarebbero molto limitate e sarebbe arduo notarle da distanze stellari.

Rappresentazione del metodo delle velocità radiali
Rappresentazione del metodo delle velocità radiali

 

Effetto Rossiter-McLaughlin
Effetto Rossiter-McLaughlin

Attraverso le velocità radiali e l'effetto Rossiter-McLaughlin è anche possibile verificare l'inclinazione orbitale di alcuni esopianeti rispetto al piano di rotazione stellare, visto che il passaggio di un pianeta blocca la misurazione della parte superficiale in avvicinamento da un lato e quella in allontanamento dall'altro in misura diversa in base proprio all'inclinazione. Da questo è stato possibile stabilire, ad esempio, come i pianeti Hat-P-22b e WASP-39b siano ben allineati al piano stellare, come Hat-P-3b sia leggermente disallineato e come WASP-60b sia addirittura retrogrado. Da questi aspetti è possibile risalire alla storia del sistema planetario visto che laddove sia regnato un dominio dell'interazione pianeta-disco si trovano pianeti ben allineati mentre laddove si siano presentate molte interazioni tra pianeti le orbite risultano più inclinate.

Attraverso machine learning e intelligenza artificiale è possibile ottenere anche una stima del raggio di un esopianeta a partire dalla massa e da altri parametri noti come, ad esempio, la temperatura di equilibrio. Il primo risultato è stato ottenuto dalla University of Porto a fine 2019 in un ampio range di esopianeti, il che vuol dire che con le nuove tecnologie è possibile ottenere indicazione della dimensione di un pianeta anche in assenza di transito sulla stella, semplicemente misurando la velocità radiale della stella (S. Ulmer-Moll et al. "Beyond the exoplanet mass-radius relation"Astronomy & Astrophysics - 2019).

Raggi reali in funzione di quelli previsti da machine learning. Crediti Ulmer-Moll et al.
Raggi reali in funzione di quelli previsti da machine learning. Crediti Ulmer-Moll et al.

Il metodo delle velocità radiali è in genere utilizzato per fornire conferma ai candidati esopianeti ottenuti con il metodo dei transiti e la misurazione consente di aggiungere la stima della massa a quella della dimensione, giungendo alla densità di un esopianeta e quindi, in ultima istanza, alla possibilità di essere abitabile.

Ultimo aggiornamento del: 12/10/2019 14:06:21

Analisi del flusso di gas

Attraverso antenne sempre più sensibili, come quelle di ALMA, è stato possibile dedurre la presenza di pianeti attraverso il moto del gas all'interno dei dischi protoplanetari. Una tecnica che sicuramente potrà fornire ulteriori sviluppi in futuro.

I solchi nei dischi protoplanetari non sono sufficienti a fornire la certezza che al loro interno si stiano formando pianeti visto che il gas può fare brutti scherzi, generando una pressione tale da riprodurre i solchi stessi senza bisogno di pianeti in formazione. A metà 2018 si è giunti così a elaborare un nuovo metodo che consiste nello studiare proprio il flusso di gas, tecnica resa possibile dalla estrema sensibilità delle antenne di ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array).

La tecnica è stata messa in pratica per la stella HD 163296, distante 330 anni luce nel Sagittario, con massa doppia rispetto al Sole e una età di appena 4 milioni di anni. Non polvere, quindi, ma gas sotto il mirino di ALMA e precisamente il monossido di carbonio gassoso, il cui effetto Doppler ha consentito di rivelare il moto di tutto il gas presente nel disco. Tre sono stati i pianeti identificati, distanti 12, 21 e 39 miliardi di chilometri dalla stella centrale. Questa nuova tecnica consente di stimare la massa del pianeta in esame e conduce a un numero di falsi positivi nettamente inferiore.

Rappresentazione del sistema planetario di HD 163296 e del moto del gas all'interno del disco.
Rappresentazione del sistema planetario di HD 163296 e del moto del gas all'interno del disco.

 

Ultimo aggiornamento del: 13/05/2019 21:57:25

Microlensing gravitazionale

Sfruttando un effetto della Relatività Generale di Einstein è possibile captare la piccola variazione di luce generata dall'occultazione stellare da parte di pianeti distanti. Candidati tanti, ma pianeti accertati ancora decisamente pochi.

La lente gravitazionale di Einstein non è un metodo di scoperta di esopianeti visto che si tratta di un effetto cosmologico previsto, e poi confermato, dalle equazioni di campo della Relativita ' Generale. 

Tuttavia, in determinate circostanze, questo effetto viene generato da esopianeti: un pianeta di grandi dimensioni può infatti deformare il raggio di luce emesso da una stella facendone aumentare quasi impercettibilmente la luminosità, ed in tal caso è possibile individuare più semplicemente anche i pianeti di tipo terrestre. Non si tratta di un metodo di scoperta semplice visto che l'effetto concentra sull'osservatore per un breve tempo i raggi luminosi della stella ma il fenomeno è temporaneo visto che stella, pianeta e 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.

Lo schema della microlente gravitazionale: un sistema planetario viene a passare davanti a una stella di sfondo. La presenza del pianeta determina un aumento velocissimo nella curva di luce della stella più distante.
Lo schema della microlente gravitazionale: un sistema planetario viene a passare davanti a una stella di sfondo. La presenza del pianeta determina un aumento velocissimo nella curva di luce della stella più distante.

Nella nostra Via Lattea 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 microlenti gravitazionali, grazie agli strumenti oggi utilizzabili, ne sono state scoperte a migliaia ma soltanto in pochi casi si ha una ottima probabilità di combinazione stella-pianeta.

Ad esempio, il 27 ottobre del 2016 viene annunciato un esopianeta massiccio risultato dai dati della survey a microlente gravitazionale di Spitzer Space Telescope. Il pianeta si trova nel bulge galattico, è chiamato OGLE-2016-BLG-1190Lb ed è il primo scoperto da Spitzer in questo modo e in questa zona. Inizialmente una nana rossa 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 in effetti anche di una nana bruna , data l'incertezza.

Tramite microlente gravitazionale è stato invece scoperto un gigante gassoso in orbita intorno a una nana bruna nel bulge della Galassia . Il pianeta si chiama OGLE-2017-BLG-1522b ed è il 25% meno massiccio di Giove. L'osservazione risale al 7 agosto 2017.A inizio 2018, sempre tramite microlensing sono stati ipotizzati esopianeti appartenenti addirittura a un'altra galassia, con masse che vanno dalla massa della Luna a quella di Giove. Il team confida di aver rinvenuto i corpi celesti a partire dai dati di Chandra X-ray Observatory tramite l'analisi effettuata dal Supercomputing Center for Education and Research. La galassia si trova a 3.8 miliardi di anni luce ma c'è da dire che l'articolo è stato preso con le molle dalla comunità scientifica, soprattutto per la dimensione azzardata dei pianeti "scoperti".

Ultimo aggiornamento del: 13/05/2019 22:33:47

Astrometria

La presenza di un pianeta in orbita costringe la stella a disegnare nel cielo delle piccolissime ellissi durante il proprio moto sulla sfera celeste. Misurare queste lievi variazioni rispetto al moto atteso consente di scoprire la presenza di pianeti

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, e in questo i dati della Data Release 2 (DR2) di Gaia aiutano molto.

Nella 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. Il fatto di orbitare intorno a un baricentro comune con il pianeta, infatti, costringe la stella a non spostarsi in linea retta ma a disegnare delle piccolissime ellissi durante il tragitto. 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 rossa ultrafredda. Il pianeta ha massa pari a 6,4 Mj (Jupiter Mass), periodo orbitale di 0,744 anni e orbita intorno alla stella VB10 (van Biesbroeck 1944).

Ultimo aggiornamento del: 15/05/2019 10:33:28

Le esolune

Una delle sfide maggiori legata alla scoperta di esopianeti consiste nella scoperta di eventuali lune presenti nell'orbita degli stessi. Al 2019 nulla è stato ancora scoperto ma la tecnologia avanza e porterà benefici quanto prima

Rappresentazione di esoluna
Rappresentazione di esoluna

Il 4 ottobre del 2018 qualcuno ha avanzato l'ipotesi di aver captato la prima curva di luce legata a una possibile esoluna. 

Una esoluna è un satellite che orbita intorno a un esopianeta.

Dai dati del telescopio spaziale Kepler sono stati rinvenuti tantissimi esopianeti, più di quattromila alla data del 2019, ma finora neanche una esoluna è mai stata rintracciata con certezza. La curva di luce , in particolare, è risultata dai dati di Kepler e ha mostrato una firma molto particolare: un calo di luce derivante dal transito planetario sul disco stellare e, successivamente, un calo molto inferiore che potrebbe essere ben spiegato dal transito di una piccola luna. Il pianeta in questione si chiama Kepler 1625b e dista da noi ottomila anni luce. La massa stellare è simile alla massa del Sole mentre la potenziale ha una massa stimata invece pari a quella di Nettuno, quindi una "super-luna". In tali circostanze, entrambi i corpi sarebbero gassosi quindi, nonostante siano presenti in fascia di abitabilità, si tratterebbe di mondi non vivibili per come conosciamo noi la vita. Dato il transito, anche Hubble Space Telescope (HST) ha eseguito osservazioni di follow-up avallando la possibilità che, in effetti, questa luna potrebbe essere reale anche perché il transito del pianeta è stato anticipato di 1.5 ore rispetto al preventivato, segno anche questo di un rapporto gravitazionale che non si limita a quello pianeta-stella (Science Advances - “Evidence for a large exomoon orbiting Kepler-1625b”, di Alex Teachey e David M. Kipping).

Purtroppo anche per questa possibile esoluna è giunta una smentita, soltanto pochi mesi dopo (Maggio 2019): due team indipendenti di scienziati hanno infatti portato a un deciso passo indietro riguardo la possibile esistenza di una compagna minore per il corpo celeste - roccioso, gassoso o oceanico - che orbita intorno al pianeta Kepler-1625b. I dati ottenuti in seguito all'annuncio di ottobre, infatti, non mostrano evidenza alcuna della presenza di una luna. Uno dei due team è guidato proprio dal primo firmatario dell'articolo di ottobre, il che sembra far tramontare decisamente la possibilità anche se in realtà in questo caso si fa appello a nuovi dati, più che a smontare il primo articolo. La  curva di luce osservata è stata rianalizzata con una diversa tecnica di processamente e proprio da questa nuova applicazione non è risultato alcun appiglio per mantenere viva l'esoluna. Resta un piccolo segnale ma nulla di sufficiente a creare le condizioni per confermare l'articolo di ottobre (Alex Teachey et al. Loose Ends for the Exomoon Candidate Host Kepler-1625b).

Esolune devono comunque esistere poiché esistono in numero elevatissimo nel nostro Sistema Solare e quindi non vi è ragione di credere a una nostra specialità in tal senso. Tanto più che uno studio a cura della University of Zurich ha fornito a fine 2018 delle ipotesi su quante possano essere le esolune e quali caratteristiche possano avere. Per lo studio (Judit Szulágyi et al. In Situ Formation of Icy Moons of Uranus and Neptune, The Astrophysical Journal (2018)), il team si è focalizzato sui pianeti Urano Nettuno, entrambi con circa 20 masse terrestri ma caratterizzati da un sistema di lune molto diverso: Urano ha un sistema di cinque lune decisamente grandi mentre Nettuno ne presenta una sola (grande), Tritone. Si ritiene che Nettuno possa aver catturato Tritone mentre Urano possa aver visto l'origine delle proprie lune a partire da un  disco circumplanetario creatosi al termine della formazione del pianeta. In realtà Urano e Nettuno sono sempre stati considerati decisamente leggeri per formare un disco simile e così alcuni studi recenti hanno ipotizzato che le lune di Urano possano aver tratto origine da una collisione cosmica simile a quella che dovrebbe aver creato la nostra Luna. Lo studio in oggetto, invece, rigetta questa ipotesi in seguito a particolareggiate simulazioni al supercomputer le quali hanno mostrato come sia Urano sia Nettuno possano aver sviluppato un proprio disco di gas e polvere mentre si stavano ancora formando. I calcoli hanno generato lune ghiacciate in-situ, molto simili per composizione agli attuali satelliti di Urano. Dalle simulazioni deriva che anche Urano deve aver sviluppato un sistema di più lune, andate poi perse con la cattura di Tritone. Se giganti ghiacciati possono formare satelliti propri, quindi, vuol dire che la popolazione di esolune può essere decisamente più abbondante di quanto pensato in precedenza. Giganti ghiacciati e mini-Nettuno sono stati scoperti molto spesso nelle survey esoplanetarie, il che rende questa categoria di pianeta molto frequente. Derivazioni importanti possono essere fatte, ovviamente, anche sulla possibilità che i mondi abitati, dati da esolune con oceani sub-superficiali, possano essere davvero molti nell'universo.

Una ulteriore candidata esoluna è stata rintracciata intorno all'esopianeta J1407b, possibilità derivante dall'eventuale presenza di gap in possibili anelli, un po' come accade per Saturno. Gli anelli di J1407b dovrebbero essere duecento volte più grandi di quelli di Saturno e le simulazioni hanno tentato di mimare i gap legati a distribuzioni possibili di lune, con relative velocità. Le simulazioni hanno però mostrato come, mentre le lune hanno davvero un effetto di deviazione delle particelle lungo il bordo dell'anello, i gap nella struttura ad anelli non siano causati dalle forze gravitazionali di una luna ancora non vista. Anche in tal caso, quindi, nulla di fatto (Phil J Sutton, Mean motion resonances with nearby moons: an unlikely origin for the gaps observed in the ring around the exoplanet J1407b, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (2019)).

Rappresentazione di luna vulcanica. Credit: University of Bern, Illustration: Thibaut Roger
DidRappresentazione di luna vulcanica. Credit: University of Bern, Illustration: Thibaut Rogerscalia

Agosto 2019 porta invece la possibilità di una esoluna coperta di lava intorno al pianeta WASP-49b, distante da noi 550 anni luce nella costellazione del Lupo. Si tratterebbe quindi di una versione ancora più estrema della attivissima luna Io di Giove, la più attiva del Sistema Solare intero, oppure se vogliamo una versione ridotta del pianeta 55 Cancri e. La esoluna vulcanica si troverebbe in orbita intorno a un pianeta caldo e gigante, il cui periodo orbitale intorno alla stella madre si compie in meno di tre giorni.

Lo studio parte da una quantità anomala di sodio neutro gassoso presente nell'alta atmosfera del pianeta, a una distanza tale dalla superficie da renderne improbabile una origine derivante dai venti planetari. La presenza di una esoluna vulcanica potrebbe invece giustificare questa abbondanza, così come già teorizzato nel 2006 da Bob Johnson della University of Virginia e più tardi ripreso da Patrick Huggins della New York University. Sistemi di questo tipo, composti da stella-pianeta-satellite, potrebbero essere stabili per miliardi di anni anche in presenza di distanze ridottissime e la chiave risiede nelle estremamente forti maree presenti: l'energia rilasciata dalle maree riesce a mantenere l'orbita satellitare stabile, a scaldare il satellite stesso e a renderlo vulcanico. Una luna di questo tipo può espellere più sodio e potassio di quanto possa fare un pianeta gassoso gigante, specialmente ad altitudini elevate come quelle osservate. Sono cinque i candidati esopianeti che potrebbero nascondere lune vulcaniche di questo tipo, ma ci sono anche altre pozioni visto che potrebbero esserci anelli di gas ionizziato o processi non termici, quindi anche questa soluzione sarà da avallare in futuro ("Sodium and Potassium Signatures of Volcanic Satellites Orbiting Close-in Gas Giant Exoplanets," Apurva Oza et al., 2019, Astrophysical Journal) .

Ultimo aggiornamento del: 30/08/2019 12:07:37