Pianeta extrasolare
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Un pianeta extrasolare (o exopianeta, o esopianeta) è un pianeta che non appartiene al nostro sistema solare e che orbita attorno ad una stella diversa dal Sole. Per molto tempo se ne è ipotizzata l'esistenza, ma non ne fu scoperto nessuno prima del 1995.
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[modifica] Storia delle scoperte
L'annuncio della scoperta del primo pianeta extrasolare risale al 1963. Peter van de Kamp annuncia di aver scoperto tramite misurazioni astrometriche un compagno invisibile attorno alla stella di Barnard, con massa 1.6 volte la massa di Giove.
Dieci anni più tardi Hershey dimostra che in realtà il pianeta non esiste e che il movimento della stella di Barnard era dovuto solo ad un errore sistematico nella meccanica del telescopio utilizzato da van de Kamp.
Nel 1984 avviene la scoperta che inizia ad aprire un nuovo orizzonte nella scienza dei pianeti extrasolari: viene scoperto un disco circumstellare attorno alla stella β Pictoris. A 20 anni di distanza sono note molte centinaia di dischi circumstellari, i quali sono o i luoghi in cui si stanno tuttora formando pianeti o i residui della loro formazione.
Pochi anni più tardi, nel 1989 viene annunciata da Latham la scoperta di un compagno substellare attorno alla stella HD 114762. Il pianeta scoperto ha una massa di circa 10 volte quella di Giove, quindi molto vicino al limite di bruciamento del deuterio e in questo senso molto diverso dal senso comune di pianeta. Questo genere di oggetti è noto attualmente con il nome di Nana bruna.
Nel 1991 vengono annunciati da Alexander Wolszczan due pianeti molto esotici di massa paragonabile alla massa terrestre ma in orbita attorno alla pulsar PSR 1257+12.
L'anno successivo, Gordon Walker sostiene l'ipotesi che le oscillazioni della velocità radiale della stella γ Cephei potrebbero essere dovute alla presenza un pianeta di circa 2 masse gioviane.
Il 5 ottobre 1995 Michel Mayor e Didier Queloz annunciano che è stato scoperto il primo pianeta extrasolare di massa paragonabile a quella di Giove attorno alla stella 51 Pegasi.
Pochi giorni più tardi, il 12 ottobre, Geoff Marcy e Robert Butler confermano che il pianeta è reale e che le variazioni della velocità radiale non sono imputabili all'attività superficiale della stella stessa.
Al primo pianeta se ne sono rapidamente aggiunti altri, fino ad arrivare al numero attuale (13 ottobre 2006) di 210. Tra le scoperte è necessario citare l'osservazione del primo transito del pianeta della stella HD 209458, l'osservazione della sua atmosfera e la sua evaporazione. Ad oggi si conoscono 8 pianeti che transitano sul disco della propria stella.
Le ultime scoperte annoverano il pianeta di massa più piccola finora scoperto Gliese 876 d, di massa pari a 7.3 volte la massa terrestre, e 2M1207b il primo pianeta osservato direttamente.
[modifica] Metodi di individuazione
I puntini blu rappresentano pianeti scoperti con il Metodo delle Velocità radiali.
In rosso quelli con metodo del transito.
in giallo con la microlente gravitazionale.
L'immagine mostra anche i limiti delle capacità di rilevamento dei prossimi strumenti (linee colorate), sia terrestri che spaziali, dal 2006 al 2015.
Infine l'immagine mostra anche la posizione dei pianeti del sistema solare sono i pallini più grandi con l'iniziale del nome inglese.
Vi sono attualmente cinque metodologie utili per scoprire pianeti extrasolari, i quali sono troppo deboli per essere scoperti con i metodi tradizionali dell'osservazione visiva al telescopio.
[modifica] Astrometria
Il primo metodo è l'astrometrico i cui primi tentativi risalgono al 1943. Con questo metodo sono stati individuati molti candidati, ma nessuno è stato confermato come pianeta, costringendo la maggior parte degli astronomi a rinunciare al suo utilizzo, a favore di altri. Il suo punto debole è dovuto al fatto che richiede una misura molto precisa del moto proprio di una stella: nel caso essa abbia un pianeta, il moto presenta piccole oscillazioni periodiche. Sfortunatamente queste sono così piccole che i migliori telescopi esistenti non possono produrre misure abbastanza sicure. Inoltre le misure sono più facili quando le orbite dei pianeti sono perpendicolari alla nostra linea di vista (cioè sono viste di faccia invece che di taglio), cosa che rende impossibile l'uso degli altri metodi per confermare l'osservazione.
[modifica] Metodo delle Velocità radiali
Una stella attorno a cui orbiti un pianeta, può essere pensata come una binaria spettroscopica, di cui è visibile un solo spettro. Cosa si osserverà nello spettro della stella? Le righe di emissione o di assorbimento non hanno più la lunghezza d'onda corrispondente ai campioni osservati in quiete in laboratorio, ma risultano spostate per effetto Doppler verso il rosso o il blu, a seconda che la velocità sia positiva (allontanamento) o negativa (avvicinamento). Se l'orbita del pianeta è inclinata rispetto al piano tangente alla sfera celeste, nel punto in cui si osserva la stella, allora lo spostamento delle righe varia a seconda del valore della velocità e oscilla tra i valori estremi assunti dalla velocità radiale. Una volta ottenuti degli spettri ben distribuiti nel tempo, e dedotte da questi le velocità radiali ad ogni istante, si potrà costruire la curva di velocità radiale. Questo è il metodo che ha fornito la totalità dei pianeti scoperti sinora, a parte pochi casi peculiari. Questo metodo è in grado di individuare facilmente pianeti molto vicini alla loro stella, ma per osservare pianeti di lungo periodo come ad esempio Giove sono necessarie osservazioni che coprano molti anni per poter osservare un intero periodo orbitale e quindi inferire un'orbita al pianeta. La tecnica è limitata alla stelle più brillanti della quindicesima magnitudine poiché anche con i più grandi telescopi del mondo è difficile ottenere spettri di buona qualità a che permettano di misurare queste piccole variazioni di velocità.
[modifica] Microlente gravitazionale
L'effetto della lente gravitazionale avviene quando i campi gravitazionali di un pianeta e della sua stella cooperano per focalizzare la luce di una stella lontana. Affinché riesca l'effetto, occorre che l'osservatore, la stella, il pianeta e la stella lontana si trovino per caso esattamente sulla stessa linea di vista. Poiché un allineamento così perfetto capita molto di rado (e l'effetto è molto piccolo, da cui il nome micro) occorre tenere sotto sorveglianza un grande numero di stelle. Questo metodo funziona al meglio per le stelle che si trovano tra noi e il nucleo galattico, perché esso mette a disposizione un gran numero di stelle sullo sfondo.
L'effetto di microlente gravitazionale ha un passato rispettabile. Nel 1986, Bohdan Paczynski della Princeton University lo propose per la prima volta, per cercare la misteriosa materia oscura. Nel 1991 suggerì che poteva essere utilizzato anche per cercare pianeti. I primi successi si ebbero nel 2002, quando un gruppo di astronomi polacchi (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak e Michal Szymanski da Varsavia, e il polacco-americano Bohdan Paczynski della Princeton) perfezionarono un metodo che poteva essere utilizzato, nell'ambito del progetto OGLE (l'Optical Gravitational Lensing Experiment). In un mese di lavoro scoprirono 46 oggetti, molti dei quali potevano essere pianeti.
Gli eventi-lente sono brevi, solo alcuni giorni o settimane, perché le due stelle e la Terra si muovono l'una rispetto all'altra. Sono stati misurati più di 1000 eventi-lente negli ultimi dieci anni.
Il vantaggio fondamentale di questo metodo è che permette di scoprire pianeti di piccola massa (cioè simili alla Terra) usando le tecnologie oggi disponibili. Un grande svantaggio è che l'osservazione non può essere ripetuta, perché l'allineamento necessario non si ripete quasi mai. Inoltre, la maggior parte delle stelle osservate con questo metodo sono molto distanti (varie migliaia di anni luce), cosa che rende impossibile l'osservazione di pianeti con altri metodi. Ma se fosse possibile osservare con continuità un grande numero di stelle, si otterrebbe almeno una stima di quanto sono comuni i pianeti simili alla Terra nella nostra galassia.
Oltre all'OGLE, finanziato dalla NASA e dall'NSF, c'è almeno un altro esperimento in corso, il MOA (Microlensing Observations in Astrophysics). Gli astronomi si aspettano che sia possibile rilevare un pianeta di dimensioni simili alla Terra entro cinque anni.
[modifica] Transito
Il metodo più recente consiste nella rilevazione dell'ombra che un pianeta lascia quando transita di fronte alla sua stella. Questo funziona solo per la piccola percentuale di pianeti la cui orbita è perfettamente allineata col nostro punto di vista, però può essere utilizzato fino a grandi distanze. L'osservatorio spaziale Kepler, il cui lancio è previsto nel 2008, potrà svolgere osservazioni di questo tipo.
La maggior parte dei pianeti trovati con questo metodo sono di massa relativamente elevata (almeno 40 volte quella della Terra). Un paio sembrano di dimensioni simili a quella della Terra.
[modifica] Dischi circumstellari
Un approccio ancora più recente consiste nello studio delle nubi di polveri. Molti sistemi solari contengono una quantità notevole di polvere, la cui presenza è dovuta a passaggi di comete e di collisioni tra asteoridi e pianeti. Questa polvere forma un disco attorno alla stella, assorbe una parte della queste messa e la riemette come radiazione infrarossa. Questi dischi possono fornire molte informazioni attraverso lo studio della loro densità e distorsione, che possono essere causate da un pianeta che "raccoglie" la polvere, oppure che distorce il disco con la sua influenza gravitazionale.
Sfortunatamente questo metodo può essere usato solo con osservazioni dallo spazio, perché la nostra atmosfera assorbe la maggior parte della radiazione infrarossa, rendendo impossibili le osservazioni da Terra. Il nostro stesso sistema solare contiene una quantità di polvere pari ad un decimo della massa della Luna. Anche se questa quantità è insignificante nel totale della massa, l'area su cui è distribuita è così elevata che, da grandi distanze, l'emissione infrarossa della polvere sarebbe 100 volte più intensa di quella di tutti i pianeti.
Il telescopio spaziale Hubble può svolgere queste osservazioni, utilizzando la sua camera NICMOS (Near Infrared Camera dand Multi-object Spectrometer), ma non è stato possibile far svolgere questo compuito a causa di un guasto al raffreddamento della NICMOS, che l'ha resa inutilizzabile dal 1999 al 2002. Immagini migliori sono state riprese nel 2003 da una camera "sorella", montata sul telescopio spaziale Spitzer (conosciuto prima come SIRTF, Space Infrared Telescope Facility). Lo Spitzer è stato progettato specificatamente per le osservazioni infrarosse, e, per questo tipo di immagini è molto più potente dell'HST.
[modifica] Stranezze dei sistemi extrasolari
Molti astronomi si domandano perché molti pianeti extrasolari sono giganti gassosi di grandi dimensioni e del perché si trovano sono molto vicini alla loro stella, rispetto a quelli del nostro sistema solare. Per esempio, Tau Boötis ha un pianeta 4 volte più grande di Giove a meno di un quarto di unità astronomica (UA) di distanza (cioè un quarto della distanza Terra-Sole). HD114762 ha un pianeta 11 volte più grande di Giove, a meno di mezza UA. Una possibile risposta è che i metodi di ricerca odierni favoriscono questo tipo di sistemi: un grande pianeta posto a piccola distanza amplifica le oscillazioni della stella, ed esse sono facilmente visibili come effetto Doppler. Un pianeta più piccolo, a distanza più grande, provoca oscillazioni molto più piccole e difficili da vedere.
Un'altra spiegazione è che i pianeti si siano formati a distanze maggiori, per poi muoversi verso l'interno a causa delle reciproche interazioni gravitazionali. Tale modello è stato chiamato modello dei Giovi Saltellanti, nome che rende bene l'idea.
[modifica] Pianeti extrasolari degni di nota
2M1207b è il primo pianeta extrasolare osservato direttamente. Il pianeta di circa 5 volte la massa di Giove si trova a circa 55 AU dalla propria stella, la quale è a sua volta un oggetto peculiare: una nana bruna. Proprio questo fatto, ovvero la piccola differnza di contrasto tra la stella e il pianeta ha permesso la scoperta di questo oggetto peculiare. La scoperta è stata effettuata da astronomi europi utilizzando lo strumento NACO montato su Yepun (UT3) uno dei quattro VLT dell'ESO da 8.2 metri di diametro installati sul Cerro Paranal in Cile. Nei mesi successivi misurazioni astrometriche hanno confermato che i moti propri del pianeta e della stella coincidono, confermando che formano un sistema legato gravitazionalmente. Al momento attuale sono noti altri due pianeti (GQ Lup b & AB Pic b) osservati visivamente attorno ad altrettante stelle ma dei quali manca ancora la conferma che formino dei sistemi legati.
Il 27 novembre 2001 alcuni astronomi annunciarono di aver usato l'HST per osservare l'atmosfera del pianeta orbitante attorno a HD209548 (conosciuto come HD209458b e provvisoriamente soprannominato Osiride). Durante lo stesso anno fu trovata una stella che conteneva i resti di uno o più pianeti nella propria atmosfera: a quanto pare il pianeta era stato vaporizzato dalla stella. Sembra quindi che i pianeti possano formarsi così vicini alla loro stella che il calore ne porta via la maggior parte della massa.
Il 10 luglio 2003, utilizzando informazioni ottenute con l'HST, gli scienziati anno trovato il pianeta extrasolare più vecchio. Chiamato Matusalemme, il pianeta si trova a 5600 anni luce dalla Terra, ha una massa doppia rispetto a quella di Giove, ed ha un'età stimata di 13 miliardi di anni. Si trova nell'ammasso globulare M4, nella direzione della costellazione dello Scorpione.
Il 15 aprile 2004, più gruppi indipendenti hanno annunciato la scoperta di tre pianeti al di fuori del nostro sistema solare, incluso uno che si trova a 17.000 anni luce di distanza, tre volte il precedente record. La stella di sfondo che è stata usata per l'effetto microgravitazionale si trova a 24.000 anni luce di distanza. Il pianeta scoperto ha una massa stimata di 1,5 volte quella di Giove, ed orbita attorno alla sua stella a 3 AU di distanza.
Lo stesso giorno, un gruppo di ricerca europeo dell'Osservatorio di Ginevra ha individuato due giganti gassosi, utilizzando il metodo del transito. Entrambi sono stati chiamati Giovi caldi, in quanto possiedono una massa simile a quella di Giove ma sono vicinissimi alla loro stella: completano un'orbita in soli due giorni terrestri.
Altre scoperte verranno dalle missioni spaziali attualmente in fase di preparazione finale: CoRoT (CNES/ESA) che verrà lanciata entro il 2006, Kepler (NASA) il cui lancio é previsto per giugno 2008.
Per la lista di stelle con pianeti extrasolari stilata dall'Unione Astronomica Internazionale (IAU) si veda la lista mantenuta del gruppo di lavoro sui pianeti extrasolari (WGESP)
[modifica] Altri progetti
Commons contiene file multimediali su Pianeta extrasolare
[modifica] Collegamenti esterni
[modifica] Progetti di ricerca
- (EN) University of California Planet Search Project
- (EN) The Geneva Extrasolar Planet Search Programmes
- (EN) CoRoT
- (EN) Kepler
[modifica] Approfondimenti
- (EN) The Extrasolar Planets Encyclopaedia di Jean Schneider [1]
- (EN) Transiting planets di Frederic Pont [2]
- (EN) IAU Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) [3]
- (EN) Lista di pianeti confermati dalla IAU [4]
- (EN) Definizione di pianeta IAU [5]
- (EN) Report of the ESA-ESO working group on Extra-Solar Planets (2005) [6]
- (EN) Perryman M.(2000), Extra-solar planets [7]
- (EN) L'annuncio della prima osservazione visuale di un pianeta extrasolare, ESO (2004) [8]
- (EN) Andrew Collier Cameron, Extrasolar planets, Physics World (January 2001). (See the online version.)
- (IT) I pianeti extrasolari, Observatoire de Paris
[modifica] Notizie
- (EN) Newfound World Shatters Distance Record from space.com
- (EN) The most "earthlike" exoplanet ever discovered: ESA news
