Oltre il Sistema Solare:

Alla scoperta dei pianeti extrasolari

Extrasolari Live! Project27 febbraio 2008

Powerpoint a cura di G. Masi

“In alcuni mondi non ci sono né Sole né Luna, in altri essi sono più grandi che nel nostro, in altri più numerosi. [..]

Vi sono alcuni mondi privi di creature viventi o piante e di qualsiasi umidità”.

Democrito ~460 - 370 a. C.

“Vi sono infiniti mondi, sia simili che differenti dal nostro. Poiché gli atomi sono infiniti in numero […], non vi è ostacolo all’esistenza di infiniti mondi”.

Epicuro 341 - 270 a. C.

“Non possono esserci altri mondi oltre al nostro”.

Aristotele 384 - 322 a. C.

“[…] Il solo infinito è perfetto e di esso nulla può essere più importante e migliore, il Dio come sola natura intera e universale. Universo è sinonimo di verità, unità e bontà; per questo l'infinito viene chiamato universo. Dio è glorificato non in uno ma in innumerevoli Soli, non in un'unica Terra, ma in un'infinità di mondi”.

Giordano Bruno 1548 1600

Nel 1952, Otto Struve (1897 – 1963) accenna all’osservabilità dei pianeti extrasolari, immaginando sia il fenomeno dei transiti che l’osservazione delle velocità radiali.

Fenomeno dei Transiti

Velocità RadialiPrevisioni di Otto Struve

(The Observatory, 72, 199-200 (1952)

Peter Van de Kamp (1901 - 1995)

Pioniere nella ricerca dei pianeti extrasolari, nel 1963 ipotizzò che attorno alla “Stella di Barnard” si muovesse un pianeta gigante, a spiegarne il movimento “oscillante”.

Al di là di ovvie ragioni “statistiche”, l’esistenza di altri sistemi planetari è supportata dalla consapevolezza dei meccanismi di formazione degli stessi e dall’osservazione, intorno ad altri soli, di dischi circumstellari, come nel caso notevole di Beta Pictoris, scoperto circa 20 anni fa.

Non possono perciò esservi dubbi circa l’esistenza di pianeti attorno ad altre stelle.

Si deve però sottolineare che essi NON sono oggetti facili da osservare!

La ricerca di pianeti extrasolari ha l’ambizioso obiettivo di contribuire alla conoscenza dei meccanismi di formazione di un sistema planetario (compreso il nostro…) e di chiarire aspetti fondamentali circa la presenza di vita dell’universo.

Perché cercarli?

Uno scenario affascinante, ma incredibilmente complesso, che ha portato allo sviluppo di nuove discipline, come l’esobiologia.

In questo, i “numeri” sono importanti, al fine di consentire un approccio statistico valido: occorrono molti sistemi!

Forse queste ricerche un giorno aiuteranno a comprendere pienamente cos’è la vita!

Evidentemente, scorgere un pianeta extrasolare rappresenta di per sé una sfida per varie ragioni, tra cui alcune ovvie.

- Si tratta di corpi di dimensione/massa modesta (~ <10 Mj);

- Sono “immersi” nel bagliore della loro stella ospite;

- la distanza di tali sistemi certamente non aiuta.

Gli astronomi debbono perciò accontentarsi di “stanarli” mediante “effetti collaterali” indotti dalla loro presenza.

Evidentemente, la necessità aguzza l’ingegno… e in meno di 15 anni sono stati scoperti oltre 270 pianeti extrasolari!

Tra il dire e il fare…

Sorprendentemente, pur trattandosi di una delle frontiere della moderna

astrofisica, la ricerca dei pianeti extrasolari offre concrete possibilità agli

astronomi non professionisti, disposti a cimentarsi con osservazioni

indubbiamente delicate, ma generose quanto a ritorno scientifico e

soddisfazione.

Prova ne è il coinvolgimento di osservatori dotati di strumenti di taglia

amatoriale nella scoperta di alcuni di questi oggetti, anche dall’Italia (come è

proprio il caso di XO-2b!).

Mai dire mai…

Questo perché nella ricerca di tali oggetti possono impiegarsi tecniche diverse, alcune accessibili anche ai non professionisti.

Poiché l’osservazione diretta di un pianeta extrasolare è, al momento, una straordinaria sfida tecnologica (vi sono pochissimi candidati a pianeta osservati tramite imaging), sono state sviluppate diverse tecniche indirette, capaci di evidenziare la presenza di corpi di taglia planetaria attorno a stelle simili al Sole (classi spettrali F, G, K).

Tre di esse appaiono particolarmente efficaci:

1) Studio della velocità radiale;

2) Osservazione del transito del pianeta;

3) Osservazione di eventi di microlente gravitazionale.

Come trovarli?

La prima tecnica è spettroscopica, richiedendo la scomposizione della luce della stella studiata; le altre due sono di tipo fotometrico, richiedendo lo studio della curva di luce della stella selezionata.

Studiando la velocità radiale di una stella, si possono evidenziare oscillazioni periodiche dovute alla presenza di un ulteriore corpo.

L’entità dell’oscillazione dipende naturalmente dalle caratteristiche dell’orbita, compresa la sua inclinazione rispetto alla visuale dell’osservatore, e dal rapporto di massa tra i due corpi (assumendo il caso più semplice di una coppia).

Queste osservazioni sfruttano l’osservazione spettroscopia dell’effetto Doppler.

A titolo di esempio, Giove ‘induce’ sul Sole un effetto quantificabile in 12 m/s.

Metodo delle velocità radiali

La prima stella attorno alla quale è stato scoperto un pianeta extrasolare proprio con questa tecnica, è la 51 Pegasi, simile al Sole

Rp 0.05 UA

P 4.2 giorni

MP 0.47-0.6 MJup

e 0

Con gli strumenti attuali possiamo osservare velocità radiali dovute a pianeti extrasolari intorno ai 3 m/s: non è un metodo vocato alla individuazione di pianeti di massa terrestre.

Le stime di massa ottenute sono solo dei limiti inferiori (per via dell’indeterminazione nell’inclinazione dell’orbita).

E’ possibile scoprire pianeti di taglia gioviana non lontano dalla loro stella ospite.

Metodo delle velocità radiali: limiti

Se la disposizione dell’orbita di un pianeta è tale che esso, visto dalla Terra, transita periodicamente dinanzi alla sua stella è possibile – in linea di principio – osservarlo per via fotometrica come una microscopica eclissi.

Analogia con il transito di Venere!

Metodo dei transiti

Questa tecnica è dunque caratterizzata da forti vincoli orbitali: eventi rari.

Metodo dei transiti

Simulazione di un transito di pianeta extrasolare.

Le caratteristiche della curva di luce dipendono da quelle del pianeta.

Se il pianeta è stato osservato anche spettroscopicamente, è possibile ottenere notevoli informazioni fisiche, tra cui la densità!

Metodo dei transiti: pro e contro.

La dimensione del pianeta rispetto alla sua stella determina la profondità del transito e dunque la sua “accessibilità fotometrica”. Il transito di un pianeta di taglia gioviana produrrebbe sul Sole una caduta di luce pari all’1%, rilevabile agevolmente anche con strumentazione non professionale!

E’ possibile evidenziare pianeti anche a notevole distanza dalla loro stella (ma tale distanza rende ancora meno probabile il transito stesso!).

I pianeti più piccoli (Terra…) producono cadute di luce dell’ordine del 0.01%, del tutto inaccessibili ai telescopi installati al suolo.

Metodo delle microlenti gravitazionali.

Si tratta di un fenomeno davvero suggestivo, previsto dalla teoria della Relatività Generale: il campo gravitazionale incurva la traiettoria dei fotoni, funzionando in effetti come una lente!

Se tra una certa stella e l’osservatore è collocato un corpo massivo, la luce della stella subisce l’effetto di lente gravitazionale da parte quest’ultimo. Se esso ha massa stellare, l’immagine della stella lontana non viene sdoppiata. Se poi la stella è in movimento, allora si assiste ad una vera e propria evoluzione fotometrica (curva di luce) del tutto prevedibile teoricamente a partire dalla geometria dell’evento.

Solitamente si registrano picchi di luminosità, tanto più pronunciati quanto più “stretto” è l’allineamento tra la stella di fondo e la lente interposta.

Tuttavia, possono verificarsi delle “anomalie” dovute alla presenza di pianeti intorno alla lente.

Metodo delle microlenti gravitazionali: pro e contro

Questo metodo è sensibile a pianeti di massa terrestre.

Le ricerche vengono concentrate in direzione del bulge galattico, ossia in regioni ad elevata densità stellare, per massimizzare la probabilità di un tale evento.

Gli eventi di microlensing sono, per loro stessa natura, irripetibili!

Quadro d’insieme

Ad oggi (22 gennaio 2008), sono noti 271 pianeti extrasolari.

Tra questi, figurano 25 sistemi multipli.

I pianeti osservati con il metodo della velocità radiale sono 257.

Quelli osservati tramite transito sono 35.

Le scoperte mediante microlensing sono 4.

Il pianeta dalla massa più grande conosciuta con buona confidenza è XO-3b (transitante!), ed è pari a 13.24 volte quella di Giove: alla sua scoperta hanno contribuito anche gli italiani G. Masi e F. Mallia.

Il pianeta dalla massa più piccola è Gl 581c, con un valore pari a 0.0158 masse gioviane.

Quadro d’insieme

Si nota la schiacciante maggioranza di corpi a breve distanza dalla propria stella: effetti di selezione delle tecniche osservative.

Distribuzione in funzione del semiasse maggiore

dell’orbita.

Quadro d’insieme

Dominano, ovviamente, i pianeti a breve periodo orbitale.

Distribuzione in funzione del periodo orbitale

Quadro d’insieme

Distribuzione in funzione dell’eccentricità orbitale

Distribuzione in funzione della massa minima

Conclusioni.

La popolazione oggi nota di pianeti extrasolari è largamente dominata da pianeti di grande massa, collocati a breve distanza dalla loro stella.

Questo dipende fortemente dai limiti delle tecniche impiegate.

Grazie al progresso delle tecniche e al promettente avvio di missioni spaziali dedicate, saremo in grado di individuare “mondi” di taglia terrestre, collocati nella cosiddetta fascia di abitabilità (come Gliese 581c ), ove la temperatura è tale da consentire la presenza di acqua allo stato liquido.

Mondi potenzialmente favorevoli alla vita, che consentiranno, si spera, di dare risposta alle grandi domande della scienza.