Prima immagine diretta di un esopianeta

È la prima volta che gli astronomi riescono in un'impresa che aspettava da tempo di essere compiuta: catturare la luce e misurare la massa di un esopianeta, e tutto questo ha fornito nuovi dati sulla genesi stessa dei pianeti

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La scoperta di migliaia di esopianeti ci ha detto che i sistemi planetari dovrebbero essere la norma nella nostra galassia e sicuramente anche in tutte le altre. Nonostante il numero continui a crescere, finora nessun esopianeta è stato mai visto o fotografato in maniera diretta; se ne rilevano essenzialmente gli effetti esercitati sulla stella madre in maniera indiretta. Oggi però gli scienziati rivelano di aver catturato la prima immagine di un esopianeta.
L’impresa è un mix di abilità e tecnologia, una combinazione di metodi che hanno concesso agli astronomi strumenti adeguati per fotografare e caratterizzare un esopianeta. È la prima volta che gli astronomi riescono in un’ impresa che aspettava da tempo di essere compiuta: catturare la luce e misurare la massa di un esopianeta, e tutto questo ha fornito nuovi dati sulla genesi stessa dei pianeti.
L’esopianeta da primato è Beta Pictoris c (β Pic c), un gigante gassoso in orbita attorno alla stella “Beta Pictoris“.
Beta Pictoris è la seconda stella più luminosa della costellazione del “pittore“. Si trova a 63,4 anni luce dal Sistema Solare, è 1,75 volte più massiccia e 8,7 volte più luminosa del Sole. Il sistema di Beta Pictoris pur essendo molto giovane, con un’età compresa tra i 20 e i 26 milioni di anni, si trova già nella fase della sequenza principale della sua evoluzione. Secondo le misurazioni effettuate nell’ambito del progetto delle stelle vicine, Beta Pictoris è di tipo spettrale A6V con una temperatura effettiva di 8.052 K (7.779 ° C ; 14.034 ° F ), quindi più calda del Sole. L’analisi dello spettro rivela che la stella contiene un rapporto leggermente più alto di elementi pesanti rispetto al Sole. Beta Pictoris è ancora circondata da molti detriti di gas e polveri e dai suoi esopianeti ad oggi confermati, Beta Pictoris c e Beta Pictoris b, che sono giovanissimi, con un’età di soli 18,5 milioni di anni.
β Pic c è il secondo di quei pianeti, ed è stato scoperto usando il metodo della velocità radiale. Questo metodo indiretto sfrutta, per l’individuazione degli esopianeti , la variazione di posizione di una stella nel cielo, che gli astronomi sono in grado di misurare grazie alle perturbazioni gravitazionali indotte dal pianeta sulla stella ospite effettuando non misure di posizione, bensì sfruttando le variazioni di velocità indotte sulla stella ospite.
Il principio su cui poggia il metodo della velocità radiale risiede nell’effetto Doppler, ovvero il cambiamento di frequenza dovuta ad una sorgente in movimento rispetto all’osservatore. Il primo a proporre questa tecnica fu Otto Struve (1897 – 1963), ma con la tecnologia del tempo gli errori di misura rendevano impossibile sfruttarlo per l’osservazione degli esopianeti. Il primo esopianeta ad essere scoperto attraverso effetto Doppler fu \gamma Cephei (Alrai) nel lontano 1988; tuttavia sebbene nuove misure misero in discussione tale scoperta, solo nel 2000 si ebbe la conferma che effettivamente si trattava di un esopianeta (Alrai ab) di circa 1,5 masse gioviane. In seguito, nel 1995 Mayor e Queloz scoprirono il primo vero esopianeta con questa metodologia: 51 Pegasi b.
In parole povere, osservando la stella gli astronomi possono misurarne le oscillazioni: la sua luce si sposta verso il rosso quando la stella si allontana e verso la parte blu dello spettro quando si avvicina all’osservatore. Questo comportamento indica che la stella viene attratta da un pianeta in orbita. Maggiore è la massa dell’esopianeta, maggiore è la forza gravitazionale che esercita sulla stella.
Beta Pictoris b (β Pic b), è un gigante gassoso di circa 13 masse Gioviane ed è stato scoperto nel 2008 tramite imaging diretto. Quindi, grazie alla sua immensa massa ci si aspettava che facesse oscillare la stella ospite. Tuttavia durante lo studio dei dati osservativi accumulati nei 16 anni precedenti, un’oscillazione notata dall’astronomo Anne-Marie Lagrange dell’Osservatorio di Grenoble in Francia e dai colleghi, era incoerente con β Pic b; la causa poteva essere un secondo esopianeta presente nel sistema, β Pic c scoperto lo scorso anno.
La collaborazione ExoGRAVITY, è un progetto che utilizza lo strumento GRAVITY sul Very Large Telescope Interferometer per visualizzare direttamente gli esopianeti. Il team di ExoGRAVITY ha ritenuto che β Pic c potrebbe essere un ottimo candidato per l’imaging diretto. Pochissimi esopianeti possono essere visualizzati direttamente con la nostra tecnologia attuale. Devono essere sufficientemente distanti dalla loro stella altrimenti scompaiono nel bagliore. I metodi di rilevamento degli esopianeti funzionano meglio su stelle molto vicine, ma occorre ancora dell’altro, ad esempio l’esopianeta deve essere giovane, poiché tali pianeti sono ancora abbastanza caldi da emettere radiazioni termiche.
β Pic c era un candidato perfetto, anni di dati raccolti hanno fornito un eccellente profilo del movimento dell’esopianeta; il team di ExoGRAVITY, guidato dall’astronomo Mathias Nowak dell’Università di Cambridge nel Regno Unito, è stato capace di individuare il luogo e ottenere immagini dirette. Quel lavoro ha ora portato a un set di dati mai avuto prima. I dati sulla velocità radiale sono stati usati per calcolare la massa e l’orbita dell’esopianeta; β Pic c è 8,2 volte la massa di Giove e orbita attorno alla stella ospite a una distanza di 2,7 unità astronomiche, con un periodo orbitale di 3,4 anni.
Tuttavia le immagini dirette hanno rivelato una sorpresa: β Pic c è sorprendentemente debole, sei volte più debole di β Pic b. Anche se i due esopianeti sono di dimensioni simili, questo suggerisce che β Pic c è molto più freddo. La sua luminosità di suggerisce una temperatura di circa 1.250 Kelvin, rispetto ai 1.724 Kelvin di β Pic b . Questo potrebbe essere un indizio su come si è formato l’esopianeta: nei modelli, la temperatura di un piccolo esopianeta è correlata al suo metodo di formazione.
Nel modello di formazione dell’instabilità del disco, parte del disco protoplanetario di polvere e gas che vortica attorno alla stella appena nata, collassa direttamente in un gigante gassoso. In questo modello, l’esopianeta non ha un nucleo solido e nasce più caldo e luminoso. Nel modello di accrescimento del nucleo, pezzi di roccia nel disco protoplanetario si uniscono, prima tramite forze elettrostatiche, poi grazie alla gravità, formando un corpo sempre più grande. L’esopianeta risultante ha un nucleo solido è più freddo e debole.
Poiché β Pic c è più piccolo e più debole del previsto e poiché il modello di instabilità del disco richiede che l’esopianeta si formi molto più lontano dalla sua stella ospite di quanto lo sia oggi β Pic c, il team ritiene che l’esopianeta si sia formato tramite l’accrescimento del nucleo.
È un risultato affascinante, ma c’è ancora molto lavoro da fare. Non esiste una stima affidabile della massa per β Pic b, che potrebbe essere compresa tra 9 e 13 volte la massa di Giove. Sta orbitando attorno alla stella a una distanza maggiore di β Pic c, il che significa che non abbiamo abbastanza dati di oscillazione per dedurre la sua massa. Il modo in cui si è formato sarà più difficile da valutare finché i ricercatori non saranno in grado di restringere il campo.
E c’è ancora molto lavoro da fare su β Pic c. Il prossimo passo sarà prendere spettri dettagliati della luce emessa dall’esopianeta. Da questo, gli scienziati possono elaborare la sua composizione atmosferica, una tecnica chiave che sarà utile nella ricerca di segni di vita altrove nella galassia.
Fonte: Science Alert
Fonte: https://articolidiastronomia.com/2018/04/16/metodo-della-velocita-radiale/