I METODI PER RILEVARE I PIANETI EXTRASOLARI - Parte 2

Cercare pianeti extrasolari attorno a una stella diversa dal Sole è come pensare di individuare un granellino di sabbia di fronte a un’arancia a migliaia di chilometri di distanza. I pianeti, infatti, sono piccoli, poco luminosi e riflettono la luce della loro stella.

In più sono prospetticamente a lei vicini.

Pensare di individuarli in modo diretto attraverso un sistema fotometrico (tecnica detta di imaging) o registrando lo spettro della sua atmosfera (tecnica spettroscopica), è possibile ma molto complicato.

Vedi “I metodi diretti”

INTRODUZIONE - ALLA RICERCA DI PIANETI LONTANI

Ciò che lo rende difficile sono le enormi distanze a cui si trovano le stelle dal Sole: la separazione angolare stella-pianeta è così piccola che neppure i grandi telescopi professionali sono per ora in grado di risolvere il pianeta.

Di conseguenza, si cerca di individuare gli effetti che la presenza del pianeta causa sulla stella.

Più in dettaglio, il rapporto tra la massa della stella e quella del pianeta è tipicamente dell’ordine di 1000 o più. Di conseguenza, le perturbazioni gravitazionali che il pianeta esercita sulla stella sono di piccola entità e quindi difficilmente rilevabili.

Malgrado ciò, numerosi sono i metodi che permettono di esplorare gli immediati dintorni di stelle simili al Sole (ossia, stelle di sequenza principale dei tipi spettrali F, G e K) alla ricerca di eventuali pianeti.

INTRODUZIONE - ALLA RICERCA DI PIANETI LONTANI

Una delle tecniche più utilizzate oggi e che ha anche permesso di scoprire il primo pianeta extrasolare attorno a una stella di tipo solare, 51 Pegasi b, è la tecnica delle velocità radiali.

La velocità radiale di una stella rappresenta la componente della velocità lungo la nostra linea di vista. Se una stella ha un pianeta che le orbita attorno, allora l’influenza gravitazionale del pianeta sulla stella si può osservare nella variazione della velocità radiale della stella, in quanto i due corpi orbitano attorno al loro centro di massa. Se la stella fosse priva del pianeta il centro di massa del sistema coinciderebbe col suo centro e non si avrebbe alcuna variazione nella velocità radiale.

IL METODO DELLE VELOCITÀ RADIALI

Diagramma che mostra come un piccolo oggetto, in questo caso un esopianeta, in orbita attorno ad uno più grande, come una stella, possa produrre cambiamenti nella posizione e nella velocità di quest'ultimo in modo che entrambi orbitino attorno al loro comune centro di massa, indicato dalla croce rossa.

METODO DELLE VELOCITÀ RADIALI

METODO DELLE VELOCITÀ RADIALI

Questo metodo, oltre alla rivelazione del pianeta, permette di misurare i parametri orbitali, come per esempio il periodo e il limite inferiore della sua massa.

Piccoli cambiamenti della luce emessa dalla stella causati dal continuo cambiamento della propria velocità radiale possono venir rilevati come piccolissimi spostamenti verso il rosso (redshift) e verso il blu (blueshift) nelle emissioni della stella.

Uno spettrografo sensibile come HARPS-N (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher – North) montato al Telescopio Nazionale Galileo (TNG) e’ in grado di misurare variazioni della velocità radiale della stella dell’ordine del metro al secondo.

Questo valore, giusto per farsi un’idea, equivale alla velocità di una persona che cammina. In termini di dimensioni di pianeti, queste variazioni possono essere prodotte da pianeti che hanno le dimensioni della nostra Terra.

Con strumenti come HARPS-N si possono ricavare le curve di velocità radiale (a destra), che forniscono il periodo di rotazione del pianeta e il limite inferiore della massa.

Questa rappresenta la curva di velocità radiale ottenuta dagli astronomi Mayor e Queloz dell’Università di Ginevra nel 1995 quando venne scoperto il primo pianeta attorno ad una stella di tipo solare.

METODO DELLE VELOCITÀ RADIALI

SCHEDA TECNICA - EFFETTO DOPPLER E VELOCITÀ RADIALE La radiazione di una sorgente in moto rispetto ad un osservatore risulta “più rossa” se la sorgente si allontana, “più blu” se si avvicina.

Se il moto è periodico osservazioni spettroscopiche estese nel tempo permettono di costruire la cosiddetta “Curva di Velocità Radiale”.

Per esempio, le componenti di un sistema binario di due stelle si muovono attorno al loro centro di massa.

l osservata > lo l osservata < lo

Dl = l osservata - lo > 0 Dl = l osservata - lo < 0

La velocità relativa sorgente–osservatore (RV) è data da: RV = c / D l lo

Stella

Pianeta In un sistema stella-pianeta il pianeta non è direttamente osservabile (la sua radiazione è dell’ordine di 10-9 rispetto a quella della stella), ma poiché i due corpi orbitano intorno al centro di massa del sistema è possibile misurare gli spostamenti della stella causati dalla presenza del pianeta.

Da queste misure possiamo ricavare:

la distanza stella – pianeta

la velocità orbitale del pianeta

MPianeta• sin i, il valore minimo della massa del pianeta

SCHEDA TECNICA - METODO DELLE VELOCITÀ RADIALI

IL METODO DEI TRANSITI

COME AVVIENE UN TRANSITO PLANETARIO

Dopo una timida partenza il metodo dei transiti ha ormai sorpassato quello delle velocità radiali nel numero di successi. Circa il 63 percento dei pianeti extrasolari e’ stato scoperto col metodo dei transiti, oltre il 31 percento con il metodo delle velocità radiali.

Il transito di un pianeta davanti alla sua stellaproduce una diminuzione della luminosità della stella (una sorta di piccola eclisse) nel caso in cui la stella, il pianeta e l’osservatore si trovino allineati nell’ordine scritto.

Il calo di luce, la sua durata e la forma della curva di luce dipendono principalmente dal raggio del pianeta e dal suo semiasse orbitale. Il transito del pianeta davanti al disco della stella è un fenomeno abbastanza raro poiché deve verificarsi la condizione che l’orbita del pianeta sia tale per cui osservatore, pianeta e stella siano quasi perfettamente allineati.

COME AVVIENE UN TRANSITO PLANETARIO

La principale informazione che si può ottenere dall’osservazione di questi eventi riguarda il raggio del pianeta. Infatti, la profondità del minimo della curva di luce dipende dal rapporto tra i quadrati dei raggi del pianeta e della stella stessa. Conoscendo le caratteristiche della stella è allora possibile risalire al valore del raggio del pianeta.

Questa informazione è importantissima specie se il pianeta è stato rivelato anche con il metodo delle velocità radiali. Con il metodo Doppler, infatti, non si ottiene direttamente la misura della massa del pianeta, ma solo il valore del prodotto della massa per il seno dell’inclinazione del piano orbitale del pianeta rispetto al piano del cielo.

I transiti pertanto ci danno una informazione importantissima: una volta noto il raggio della stella, possiamo conoscere quello del pianeta e nota la sua massa misurata con il metodo precedente possiamo valutare la densità del pianeta e sapere se questo corpo è ghiacciato, gassoso o roccioso.

I METODI PER RILEVARE I PIANETI EXTRASOLARI n° 2

I METODI DELLE VELOCITÀ RADIALI E DEI TRANSITI

IL TEAM:GAPS SCIENCE TEAM

SABRINA MASIERO, INAF - OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA E FGG-TELESCOPIO NAZIONALE GALILEO

CATERINA BOCCATO, INAF - OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA

RICCARDO CLAUDI, INAF- OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA

GLORIA ANDREUZZI, FGG-TELESCOIPIO NAZIONALAE GALILEO E INAF – OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI ROMA

EMILIO MOLINARI (DIRETTORE DEL TNG), FGG – TELESCOPIO NAZIONALE GALILEO E INAF – IAFS, MILANO

Fonti:Masiero S. e Claudi , Alla ricerca di nuove Terre, Astronomia Nova, n. 19/2014 p.p.27-34 http://www.eanweb.com/astronomia-nova-n-19/

Claudi R. Alcala’ J.M., Covino E., Desidera S., Gratton R., Marzari F., Piotto G., Tomasella L., La ricerca di pianeti extrasolari e il progetto RATS, allegato al n. 28 – aprile 2005 di Le Stelle

Cutispoto G., I pianeti extrasolari (e la vita nell’universo), Cassano delle Murge, (BA), 19 luglio 2012, powerpoint

Immagini:diapositiva 1: Rappresentazione artistica del nono pianeta scoperto da CoRoT, crediti ESO / L. Calçadadiapositiva 2:NASA/JPL, Caltech diapositiva 3:Rappresentazione artistica di 51 Pegasi b, Celestia, Wikipedia, http://it.wikipedia.org/wiki/51_Pegasi_b#mediaviewer/File:51_Pegasi_b_by_Celestia.jpgdiapositiva 4: (sulla sinistra) rappresentazione del moto orbitale del sistema 51 Pegasi, crediti: @SunFlowerCosmos. Sulla destra: rappresentazione della variazione delle velocita’ orbitali, crediti: Wikipedia - http://en.wikipedia.org/wiki/Doppler_spectroscopydiapositiva 5: rappresentazione della variazione nelle velocita’ radiali della stella. Crediti: Wikipedia – http://it.wikipedia.org/wiki/Spettroscopia_Doppler#/media/File:Orbit3.gifdiapositiva 6: HARPS-N , crediti: FGG-TNG, Telescopio Nazionale Gaileo, crediti:Giovanni Tessicini/FGG-TNGdiapositiva 7: curva di velocità radiali di 51 Pegasi b, Michel Mayor e Didier Queloz, A Jupiter-mass companion to a solar-type star, Nature 378, 355 - 359 (23 November 1995); doi:10.1038/378355a0, http://www.nature.com/nature/journal/v378/n6555/abs/378355a0.htmldiapositive 8 e 9: dalla presentazione in powerpoint di Giuseppe Cutisposto, INAF-Catania, pianeti_extrasolari.pptx diapositiva 10: SuperWASP, crediti: http://www.superwasp.org/diapositiva 11: Metodo del transito, crediti: http://www.iac.es/proyecto/tep/transitmet.htmldiapositiva 12: SPHERE Planetary Trtansit Simulator - PHL Planetary Habitability Laboratory of Puerto Rico, http://phl.upr.edu/library/notes/transitsofearth-likeexoplanetsandexomoonsdiapositiva 13: Animazione di un transito planetario di fronte alla stella HD 209458. Crediti: Transits of Extrasolar Planets Network, http://www.iac.es/proyecto/tep/tephome.htmldiapositiva 14: Crediti: ESA, NASA and Frédéric Pont (Geneva University Observatory) nella pagina Apache Project - http://apacheproject.altervista.org/tag/exoplanet/