Esopianeti

Profondo universo

Già Giordano Bruno, nel 1584, con la pubblicazione “De l’infinito, universo e mondi” avanzava la possibilità che ogni stella potesse possedere un proprio sistema planetario.
Per avere la prima, controversa, rilevazione di un pianeta orbitante attorno ad una stella diversa dal nostro Sole bisognò aspettare fino al 1988, anno in cui un team di astronomi canadesi annunciò la scoperta di un oggetto extrasolare nella costellazione del Cefeo, identificandolo come un esopianeta orbitante attorno alla stella "Gamma Cephe", a circa 45 anni luce di distanza dalla Terra. Sfortunatamente le misurazioni non erano abbastanza precise da costituire una prova scientifica solida a conferma della scoperta e soltanto nel 2002 un altro team di astronomi del “Planetary Systems and their Formati on Workshop” stabilì con certezza che l’oggetto in questione fosse un pianeta noto oggi con il nome di Tadmor (noto anche come “ Arlrai ab” e “Gamma Cephei Ab”).

Oggi, grazie a nuovi telescopi spaziali come lo Spitzer Space Telescope della NASA in orbita dal 2003, sappiamo con certezza dell’esistenza di almeno 4100 pianeti extra-solari (dati che sono in continuo aggiornamento). Altri circa 2.500 sono probabili candidati in attesa di conferma definitiva.
Sono stati individuati anche probabili pianeti interstellari che non risultano gravitazionalmente legati ad alcuna stella e che vagano dispersi nello spazio interstellare (nei prossimi anni potrebbero arrivare delle conferme). Quest’ ultimi non possono essere classificati nemmeno come “Pianeti” in quanto l’ attuale definizione di “pianeta” implica la presenza di una stella alla quale, un pianeta, risulta legato da attrazione gravitazionale.
Nel 18 Aprile 2018 è stato messo in orbita il satellite spaziale Transiting Exoplanet Survey (TESS), progettato nell'ambito del programma Explorer della NASA, il cui scopo è la ricerca di pianeti extrasolari usando il metodo fotometrico del transito. Ad oggi ha già scoperto quasi un centinaio di esopianeti i cui dati sono allo studio.
Grandi aspettative sta generando il telescopio spaziale James Webb (James Webb Space Telescope, JWST). Si tratta di un importante osservatorio spaziale realizzato grazie alla collaborazione dalle agenzie spaziali NASA (Americana), ESA (Europea) e CSA (Canadese). Di fatto rappresenta il degno successore del telescopio spaziale Hubble. Il suo specchio segmentato di 6,5 metri (18 segmenti) raccoglie quasi sei volte più luce di Hubble ed è stato progettato per funzionare con luce infrarossa. Questo telescopio potrà fornire preziose informazioni sulle prime galassie formatesi dopo il big-beng e consentirà di approfondire lo studio degli esopianeti.
Dispone di strumenti scientifici all'avanguardia: telecamere, spettrografi e sensori all’ infrarosso.
Il lancio in orbita è stato effettuato il 25 dicembre 2021 tramite un razzo Ariane 5 ECA dallo spazioporto europeo nella Guyana francese. Dopo un mese si è posizionato a circa 1,5 milioni di chilometri dalla Terra, in un'orbita attorno al secondo punto di Lagrange (L2) del sistema Sole-Terra ed ha iniziato ad inviare le sue prime immagini che già sono allo studio dei nostri scienziati astrofisici ed astronomi. Studi che però richiederanno molto tempo prima di avere i primi risultati certi.

Lo studio dei pianeti extrasolari ha forti motivazioni scientifiche, tra le quali ne citiamo due:

• Mettere alla prova modelli di formazione ed evoluzione di sistemi planetari in un gran numero di sistemi extrasolari (il Sistema Solare potrebbe non essere rappresentativo dei sistemi planetari).
• Identificare pianeti in "zone di abitabilità" dove sussistono condizioni fisiche atte a sostenere la vita.

I metodi di rivelazione di pianeti extrasolari sono sostanzialmente due: diretti ed indiretti

Metodi diretti

Consistono nel produrre una immagine diretta del pianeta( in inglese” direct imaging”).
In questo metodo si includono tutte le tecniche che permettono di osservare direttamente al telescopio un esopianeta.
L' individuazione diretta di pianeti extrasolari risulta estremamente difficile in quanto i pianeti hanno solitamente una luminosità, dovuta alla luce riflessa della stella, circa un milione di volte inferiore a quella della stella stessa. Inoltre, la maggiore luminosità della stella causa un bagliore che tende a coprire la luce debolmente riflessa dai pianeti che vi orbitano attorno (tecnicamente chiamato “contrasto di luminosità”).
Va aggiunto che gli esopianeti si trovano in sistemi stellari distanti anni-luce da noi e quindi la “separazione angolare” che separa la stella dai pianeti risulta estremamente piccola, nell’ ordine dei frazioni di “secondi d’ arco” valore decisamente inferiore al “seeing” introdotto dall’ atmosfera terrestre.
Ne deriva che per poter osservare esopianeti occorrono potentissimi telescopi equipaggiati con particolari strumenti a largo contrasto come lo SPHERE del Very Large Telescope (VLT) o in alternativa occorre portarsi al di fuori dell’ atmosfera terrestre con telescopi spaziali.
Con il “metodo diretto” si riescono ad osservare soprattutto pianeti relativamente grandi (dimensioni gioviane) e/o pianeti che ruotano a maggior distanza dalla stella (maggiore separazione angolare). Per aumentare la separazione angolare vengono usate anche tecniche “interferometriche” mentre per diminuire il “contrasto di luminosità” vengono usate tecniche per oscurare la stella (Coronografia “Occulters”) e filtri all’ infrarosso.
Tramite i “metodi diretti” si ricavano anche informazioni orbitali (con la III legge di Keplero) e la temperatura del pianeta ( tramite il colore misurato con analisi fotometrica).

Metodi indiretti

Sostanzialmente riconducibili a 2 effetti che il pianeta induce sulla stella ospite nel suo moto di rotazione attorno ad essa.

1. Perturbazione gravitazionale : questo effetto, in inglese “reflex motion” causa una variazione dell’ orbita della stella che la porta ad orbitare attorno ad un punto chiamato “centro di massa comune”.
   La legge di “gravitazione universale” insegna che tali perturbazioni variano in funzione della massa del pianeta e della distanza che lo separa dalla stella.


2. Variazione di luminosità : si ha quando un pianeta transita nel campo visivo di una stella interponendosi tra stella ed osservatore.

Modi indiretti basati su perturbazioni gravitazionali

• Metodo del timing di pulsars

Si utilizza l’estrema regolarità temporale degli impulsi emessi da “pulsar” nella banda radio. Le “Pulsar” sono stelle di neutroni che hanno un periodo velocissimo di rotazione anche nell’ ordine di millisecondi.
Il metodo consiste nel cercare le variazioni nel tempo di arrivo degli impulsi, generate dalle perturbazione del moto della stella di neutroni indotte da pianeti orbitanti attorno ad essa. Variazioni periodiche indicano l’ esistenza di un pianeta di cui si ricava il periodo orbitale ed indicazioni circa la sua massa.
Questo metodo consente di rilevare pianeti anche molto piccoli ma di contro solo quelli che ruotano attorno a stelle dello stesso tipo cioè “Pulsar”.

• Metodo delle velocità radiali (Metodo Doppler)

Sfrutta il fatto che quando una sorgente luminosa si avvicina o si allontana rispetto all’ osservatore, la lunghezza d’onda osservata cambia. La variazione di lunghezza d’onda, determinata dall’effetto Doppler può essere misurato con gli spettrografi.
Quando la stella si allontana lo spettro subirà uno spostamento verso il rosso, viceversa verso il blu.
Lo spostamento periodico indica la presenza di un pianeta del quale si ricavano periodo di rotazione e una stima della massa, quest’ ultima in quanto è un effetto legato ad azione gravitazionale.
E’ la tecnica più usata e ha consentito sinora di trovare il maggior numero di esopianeti.
Un limite di questo metodo consiste nel fatto che non tutti i pianeti ruotano in un piano parallelo a quello dell’osservatore inquanto le velocità radiali non si sviluppano per quei pianeti che ruotano in un piano pressapoco perpendicolare a quello d’ osservazione.

• Metodo astrometrico

Consiste nella misurazione accurata delle oscillazioni del moto della stella attorno al "centro comune di massa" del sistema stella-pianeta.
Allo scopo si utilizzando telescopi ottici ad alta risoluzione nella banda dell’ infrarosso, nella quale il contributo di luminosità del pianeta risulta maggiore. Tramite analisi spettroscopica si può riuscire a separare il flusso luminoso della stella da quello riflesso dal pianeta.
Con questo metodo, rispetto agli altri due visti prima, si ha una maggiore precisione quando il piano di rotazione del pianeta attorno alla stella è perpendicolare al piano di osservazione.
Dalle oscillazioni della stella si ricavano parametri orbitali e una stima della massa e distanza del pianeta.

Modi indiretti basati su variazioni di luminosità

• Metodo dei transiti



Avviene nella fase dei transiti, quando cioè il pianeta transita davanti alla stella trovandosi interposto tra la stella e l’ osservatore.
In questa fase una piccola quantità di luce (nell’ ordine del 0,0002 %) emessa dalla stella viene assorbita dal pianeta. Tale quantità viene misurata da fotometri di precisione ed è proporzionale al diametro del pianeta. Dall’ intervallo dei transiti successivi si ricava anche il periodo orbitale.
Con questo metodo si rilevano pianeti anche molto piccoli (di tipo terrestre) mentre un grosso limite di questo metodo è dovuto al fatto non tutte le orbite dei pianeti extrasolari giacciono sullo stesso piano dell’ osservatore.
Se il piano delle orbite è molto inclinato o addirittura perpendicolare a quello dell’ osservatore , il transito non avviene di conseguenza non si avverte alcuna variazione luminosità.



• Microlensing gravitazionale



Si ha quando una stella con un pianeta attraversa la visuale di una stella di fondo.
In tale caso la stella con pianeta agisce da lente gravitazionale su quella di fondo la quale mostra un aumento di luminosità.
Se la configurazione geometrica lo consente, il pianeta che orbita attorno alla prima stella può amplificare l’effetto “lente gravitazionale” nel corso del suo percorso orbitale.
In tal caso, la stella di fondo, mostra una breve intensificazione di luminosità che si sovrappone al profilo di emissione della sua curva di luce.
Con questo metodo si misura direttamente massa e raggio del pianeta. Il grosso limite è che questi eventi sono unici ed impossibile da prevedere..