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Nuovi mondi

Sistemi planetari ed esopianeti

Per studiare gli esopianeti e’ necessario prima fare un passo indietro e capire come si formano i sistemi planetari da cui loro hanno origine. Conosciamo il nostro sistema planetario: il Sistema Solare. Esso ha circa 5 miliardi di anni, ma cosa sappiamo della sua fomrazione? Che relazione c’e’ fra il nostro sistema ed uno qualsisasi? Come evolvera’? Se vogliamo capirne di piu’ ci sono due possibilita’:

  • sfruttare la potenza di calcolo di super computer per effettuare delle simulazioni numeriche. Una volta definite le condizioni iniziali si lascia evolvere il sistema definito da un sistema di equazioni (differenziali) e si analizza l’andamento nel tempo dell’evoluzione. La simulazione ci fornisce delle spiegazioni, ed ipotesi plausibili sulla formazioni di sistemi planetari ma, ha il limite di non dare informazioni su tutti i possibili scenari di evoluzione; soprattutto il risultato dipende fortemente dalle condizioni iniziali.
  • dato che non possiamo vedere evolvere il nostro Sistema Solare in deretta (perche’ avviene su scale di milioni di anni), ne’ possiamo tornare indietro nel tempo, una seconda possibilita’ consiste nella ricerca di sistemi planetari in formazione direttamente con telescopi (meglio se fuori dall’atmosfera terrestre) per aver l’opportunita’ raccogliere una vasta casistica e di studiare in diretta la loro formazione.

In generale, la nascita di un sistema planetario avviene per stadi, ma il punto di inizio sono le nubi interstellari molto fredde (intorno a 10 – 40 K). Queste polveri sono costituite al 1% da silicati e carbonio, e al 99% di gas, ma contrariamente al senso comune, sono nubi poco dense (circa 1 molecola/cm3); all’interno di questi ammassi di polveri, vi sono regioni di diversa dimensione, le piu’ piccole (una massa pari a qualche volta quella solare) chiamate globuli di Bok sono quelle che meritano la nostra attenzione.

Il processo ha inizio all’interno di queste regioni: grazie all’aiuto di eventi esterni quali il passaggio di una stella nelle vicinanze o l’onda d’urto provocata dall’esplosione di una vicina supernova, le polveri subiscono il moto caotico e iniziano a collassare e a compattarsi fra loro fino a formare un nucleo iniziale. Una volta formatosi un piccolo nucleo, per gravita’, esso continua a raccogliere polvere e materiale circostante e diventa piu’ massivo.

Il nucleo si compatta e si contrae, e di conseguenza, inizia a scaldarsi e a ruotare su se stesso sempre piu’ velocemente; come conseguenza del riscaldamento, il corpo celeste iniza ad emettere radiazione: e’ nata una protostella. Mentre il nucleo si scalda, le particelle di polvere della nube iniziale che non e’ collasata nel nucleo principale continuano a ruotarle intorno e tendono ad appiattirsi fino a formare un disco che ruota intorno alla protostella; quindi abbiamo parte del materiale cade nel nucleo, ed altro si addensa sul disco protoplanetario. Con il passare del tempo, a causa del materiale caduto in rotazione, la protostella diventa una sorgente di un campo magnetico rotante molto intenso, tanto che le sue linee di forza possiedono l’energia necessaria per espellere lungo i poli della protostella parte del materiale presente sul disco di accrescimento.

A volte il materiale espulso dai poli si scontra con il gas interstellare stazionario intorno alla stella che non ha preso parte al collasso producendo un bow shock, un’onda d’urto la cui violenza e’ in grado di scaldare il gas circostante e renderlo fortemente luminoso. Queste regioni vengono chiamate oggetti di Herbig-Halo e sono nebulose caratteristiche nelle regioni di formazione stellare.

Esempio di formazione di un sistema planetario. Fonte: https://coffeehouseapologetics.files.wordpress.com

Una volta che il disco di accrescimento si stabilizza e la stella diventa ‘visibile’ dal punto di vista di emissione termica anche nell’ottico (sono passati ormai circa un milione di anni), essa iniza un periodo molto turbolento noto come T-Tauri: in questa fase sono frequenti esplosioni di energia, emissione nei raggi X, venti e formazione di macchie sulla superficie simili a quelle solari. La stella ha ora raggiunto la temperatura e pressione necessaria per inizare la fusione nucleare dell’idrogeno in elio e si trova in equilibrio idrodinamico in sequenza principale nel diagramma H-R, ove vi rimarra’ per la maggior parte della sua esistenza. A questo punto e’ proprio dal materiale residuo sul disco di accrescimento residuo che non e’ collassato, e che non e’ stato espulso dal sistema, che nascono i sistemi planetari, ovvero:

I sistemi planetari nascono dal materiale di scarto della formazione stellare

Poiche’ la polvere subisce il fenomeno dello scattering molecolare nella banda dell’infrarosso, la registrazione di una forte emissione in questa banda ottica da parte dei telescopi e’ un forte indice di creazione planetaria in atto intorno alla stella in osservazione. Questo effetto si chiama eccesso di infrarosso: stelle con queste caratteristiche sono ottimi candidati ad ospitare esopianeti, quindi sono sempre sotto osservazione dagli astronomi.

Cosi’ come e’ accaduto per la stella, con il passare del tempo (altre decine di milioni di anni), le polveri (circa 1% in massa) si scontrano e per micro gravita’ iniziano a collassare e ad attirare altra polvere: da corpi minuscoli cominciano a diventare oggetti sempre piu’ grandi fino a diventare planetesimi. Questi planetesimi iniziano a pulire la loro orbita attirando su di se altra polvere e diventando sempre piu’ grandi tanto che diventano molto comuni le collisioni fra loro: la nostra Luna per esempio, e’ il risultato di uno di questi scontri planetari fra la Terra ed un altro pianeta di dimensioni minori. Col passare del tempo, con le loro rivoluzioni, i pianetesimi riescono a pulire le loro orbite intorno alla stella ospite dai detriti e le loro dimensioni si stabilizzano: si formano cosi’ i pianeti rocciosi di un sistema planetario.

Al tempo stesso il gas che non e’ collassato nella stella ospite (che ricordiamo costituiva il 99% della nube iniziale – una enorme quantita’) ormai entrata in sequenza principale, si muove nelle regioni esterne, dove fa piu’ freddo, oltre la linea della neve, dove puo’ solidificare e aggregarsi anch’esso per gravita’: si formano cosi i giganti gassosi. A questo punto il nostro sistema planetario e’ composto da una stella e una serie di pianeti rocciosi e/o gassosi (dipende anche dalla massa iniziale delle nube), i quali hanno raggiunto una massa considerevole su ognuno dei quali agisce l’interazione gravitazionale sia della stella ma anche degli altri pianeti (soprattutto dai giganti gassosi). Il sistema deve ancora trovare dal punto di vista energetico una valle di stabilita’ potenziale: e’ durante questa fase che le interazioni gravitazionali muovono i pianeti fuori dalle orbite iniziali per migrare su altre orbite piu’ stabili. Una volta raggiunto un equilibrio, non e’ affatto detto che sia immutabile per sempre (la soluzione al problema degli N-corpi e’ molto sensibile alle condizioni iniziali) ma possiamo dire che abbiamo ottenuto il nostro sistema planetario che per qualche milioni di anni, il nostro sistema vi rimarra’ tale.

A questo punto entrano in gioco gli astronomi che puntando i loro telescopi sulle stelle cercando di identificare la presenza di sistemi planetari in formazione, magari un esopianeta (o un sistema planeratio).  Ma quali tecniche usano? Oggi ci sono metodologie molto raffinate ed efficaci per farlo; tutte presentano dei limiti e ovviamente, alcune di queste tecniche sono migliori delle altre a seconda delle caratteristiche intrinseche dell’esopianeta (distanza, massa, orbita, …). Possiamo catalogare inizialmente le tecniche di identificazione in 2 metodologie:

Metodi di indagine per lo studio di esopianeti

 

  1. metodologie dirette
  2. metodologie indirette.

Nel primo caso rientrano le tecniche di imaging tramite fotografia con/zenza l’ausilio di coronografi, mentre nel secondo possiamo distinguere ulteriormente le seguenti metodologie:

  1. metodo della velocità radiale
  2. misure di astrometria
  3. metodo dei transiti
  4. metodo basati sul microlensing gravitazionale
  5. metodo basato sulle pulsar

Questi metodi non sono complementari, anzi, molto spesso possono essere applicati più di uno contemporaneamente per fornire un quadro più dettagliato del sistema solare. Applicando per esempio il metodo dei transiti possiamo ricavare la massa (e la densità) del pianeta, con i metodi di astrometria (analisi dello spettro) possiamo valutare se possiede atmosfera e formulare un’ipotesi di composizione, così pure la sua temperatura equivalente.

Fonte: https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/exoplanetplots/exo_dischist_cb.png

Ad oggi (Novembre 2017), piu’ di 3700 esopianeti sono stati catalogati ed il numero e’ in continua crescita; magari fra questi alcuni potrebbero essere buoni candidati ad ospitare la vita, chissa’ … Allo stato attuale pero’, accontentiamoci di dire che viviamo su un piccolo pianeta roccioso orbitante intorno ad una stella di media grandezza in un posto periferico di una galassia fra tante.

Riferimenti

Nuovi Mondi – Introduzione

Onde possiamo stimare che de stelle innumerabili sono altre tante lune,
altre tanti globi terrestri, altre tanti mondi simili a questo;
circa gli quali par che questa terra si volte,
come quelli appaiono rivolgersi ed aggirarsi circa questa terra. 

Giordano Bruno (1548 – 1600) –  Dell’Infinito Universo 

Sono passati piu’ di quattrocento anni da quando Giordano Bruno formulo’ l’ipotesi di esistenza di innumerevoli mondi nel nostro Universo. Non era sicuramente periodo storico ne il contesto culturale adatto, ma anche per questo, pago’ le conseguenze del suo pensiero.

Le rivoluzioni del pensiero non sono mai semplici perche’ si scontrano con il pensiero comune, i precetti religiosi, morali e il potere delle autorita’: la storia insegna che ci sono voluti circa 1500 anni per accettare il fatto che la Terra non e’ al centro dell’Universo, ma che rivoluziona intorno ad una stella di media grandezza. Nel XVIII secolo, con il trionfo della meccanica celeste, gli astronomi allargarono la famiglila del Sistema Solare, mentre fino all’inizio del XX secolo si pensava ancora che tutti gli oggetti celesti visibili nel cielo appartenessero ad una sola galassia: la Via Lattea. Successivamente si e’ capito che essa fa parte di una struttura ancora piu’ grande: il Gruppo Locale e cosi’ via … Ogni scoperta ed innovazione ha decostruito vecchie teorie e portato con se’ delle nuove e fatto nascere l’esigenza di creare nuovi settori di studio dell’astronomia; fra questi lo studio degli esopianeti è diventato una branca dell’astronomia fra le più dinamiche ed attuali; la conoscenza ed il numero degli esopianeti cresce di giorno in giorno (piu’ di 3700 a Novembre 2017), ed il loro studio ci consente di dare uno sguardo alla formazione del nostro Sistema Solare.

Facciamo un passo indietro di 25 anni: 1992, anno a cui risale la prima scoperta indiretta di un esopianeta per merito dell’astrofisico Aleksander Wolszczan. Si trattava di un sistema planetario composto da 3 pianeti orbitanti intorno alla pulsar PSR B1257+12. Le pulsar sono un caso particolare di stelle di neutroni, ovvero quello che rimane dopo un’esplosione di Supernova di una stella con massa compresa fra 15 e 30 masse solari (Ms), in cui il disallineamento fra l’asse di rotazione e l’asse magnetico causa un fascio luminoso periodico nella direzione di osservazione (Il periodo del fascio è molto regolare, e varia da millisecondi a qualche secondo).

Bisogna attendere il 1995 per la scoperta del primo esopianeta orbitante intorno ad una stella di sequenza principale (51 Pegasi) al lavoro di Michel Mayor e Didier Queloz: trattasi di 51 Peg b. Esso ha una massa circa metà quella di Giove, si trova molto vicino alla sua stella ospite (molto più vicino di quanto non lo sia Mercurio rispetto al Sole) ed un periodo di rivoluzione in 4 giorni terrestri.

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Dopo un inizio in sordina, soprattutto a causa dei dubbi e perplessita’ che aveva la comunita’ scientifica, dal 1992 ad oggi il numero di esopianeti scoperti e confermati e’ stato in continua crescita. Nell’ultimo decennio poi, grazie al lavoro del satellite francese COrOT e della missione Kepler il numero di esopianeti e’ salito a 3704 ed e’ in continua crescita.

Iniziamo con una definizione di pianeta: Nel 2006 la IAU (Internationa Astronomical Union) ne ha dato una definizione basandosi su tre caratteristiche:

  • deve orbitare intorno ad una stella abbastanza grande da assumere un’orbita sferica
  • deve essere in grado di pulire l’orbita lungo la quale si muove.
  • deve avere una forma sferica.

Per completezza, oggetti come Plutone, sono stati declassati a pianeta nano, in quanto al di là di Nettuno sono stati scoperti decine di corpi celesti (anche più grandi di Plutone) che orbitano intorno al Sole ma privi di un’orbita pulita. Conosciamo abbastanza bene le caratteristiche dei pianeti del nostro Sistema Solare da non aver bisogno di aggiungere altro alla definizione sopra descritta. Se vogliamo estendere il concetto ai nuovi mondi scoperti anche solo negli ultimi 10 anni, dobbiamo dare una classificazione che va un po’ piu’ nel dettaglio e tenga conto della casistica che possiamo incontrare, in particolare riguardo la riguardo la massa e dimensioni. Questa ulteriore classificazione non sostituisce la prima (che rimane sempre valida), ma la integra e la completa.

Chi si affaccia per la prima volta alla disciplina dell’astronomia sa (o gli viene insegnato) che la differenza principale fra stella e pianeta e’ che la prima brilla di luce propria, mentre la seconda brilla di luce riflessa.

In termini piu’ precisi diciamo che un esopianeta e’ un corpo celeste che possiede le caratterisitche sopra citate, orbita intorno ad una stella ospite all’esterno del nostro Sistema Solare con una massa insufficiente ad accendere la fusione termonucleare del deuterio (isotopo dell’idrogeno), ovvero inferiore a circa 13 masse gioviane (Mg), che orbita intorno ad una stella ospite. Oggetti celesti con massa superiore al limite di fusione del deuterio ma inferiore al limite di fusione dell’idrogeno, vengono chiamate nane brune: dal punto di vista fisico questo implica che le nane brune possiedono una massa inferiore a 80 Mg.

Se indichiamo con Mpianeta la massa del pianeta, Mstella la massa minima di una stella e Mnana bruna  la massa di una nana bruna ed MT la massa della Terra, valgono le seguenti relazioni:

Mpianeta < 13 Mg

13 Mg < Mnana bruna < 80 Mg

80 Mg < Mstella

Al di sotto a 13 Mg abbiamo a che fare con pianeti (come quelli del nostro Sistema Solare) e esopianeti (orbitanti intorno a stelle ospiti di sistemi lontani); a seconda della loro composizione definiamo:

  • Giganti Gassosi (Mpianeta > 1 Mg)
  • Super Terre (da 5 a 10 volte la massa terrestre MT)
  • Pianeti Terrestri (fino a 5 MT)

La caratteristica principale che distingue un pianeta gigante gassoso da uno terrestre è la combinazione massa densità: tipicamente un pianeta gioviano, oltre ad una massa notevole, ha bassa densità ed è formato in maggioranza da gas e ghiaccio, mentre un pianeta terrestre è molto più denso e tipicamente roccioso.

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Una questione ancora aperta è identificare se esiste, e di che tipo, un legame fra la tipologia di esopianeta e la stella ospite; anche se a oggi non abbiamo una teoria che ci dica se esiste una relazione, gli astronomi possono estrarre una statistica dagli innumerevoli dati raccolti dai telescopi spaziali (soprattutto Kepler) e dal grado di metallicità della stella. La metallicità della stella indica la sua composizione chimica, ovvero la quantità percentuale di idrogeno, elio e altri elementi più pesanti (chiamati semplicemente metalli, in astronomia) di cui è costituita la stella. Un secondo probabile fattore da considerare è la quantità di polvere presente nella nebulosa proto-planetaria che ha dato origine ai pianeti, un effetto tuttora difficile da stimare.

Il sito http://exoplanet.eu/diagrams/ presenta un ottimo punto di partenza per chi vuole approfondire l’argomento: si tratta di un database open source che contiene tutti gli esopianeti ad ora scoperti (confermati e candidati), con le loro caratterestiche. Il database e’ navigabile direttamente dal browser, oppure scaricabile offline ed importabile in excel. A partire dal nome dell’esopianeta possiamo conoscere le sue caratteristiche (raggio, distanza, periodo) e quelle della sua stella ospite. Sfogliando il catalogo si notera’ come quasi tutti dei nomi strani, o comunque molto criptici.

L’assegnazione di un nome ad un nuovo esopianeta segue regole stabilite dalla IAU (International Astronomical Union), tuttavia ultimamente (dal 2016), l’organizzazione si è resa un po’ più aperta e consente l’uso di nomi propri in modo da rendere più semplice, immediato e riconoscibile il pianeta e/o il sistema planetario che lo ospita.

La regola utilizzata dalla IAU per assegnare un nome ad un esopianeta, dopo che ovviamente si è avuta la conferma da diverse osservazioni indipendenti, segue una regola semplice: il primo pianeta scoperto che orbita intorno ad una stella prende il nome della stella ospite con il suffisso b; il nome del secondo pianeta in ordine di scoperta dello stesso sistema planetario avrà il suffisso c. Questo vuol dire che la distanza del pianeta dalla stella non influisce il nome: se intorno una stella XYZ viene individuato un sistema planetario con quattro pianeti in cui dal punto di vista cronologico viene scoperto prima il secondo, poi il terzo, il primo ed infine il quarto, allora a partire dal più interno, i pianeti avrebbero i seguenti nomi: XYZ d, XYZ b, XYZ c, XYZ e. L’uso di nomi più umani per i pianeti non sostituiscono i nomi originali, ma affiancano la denominazione corrente. La scelta dei nomi avviene per concorso e si tende ad accettare nomi che sono rappresentativi delle culture provenienti da tutti e cinque continenti. Ad esempio il sistema PSR 1257+12, che possiede tre pianeti gioviani (PSR 1257+12 b, PSR 1257+12 c, PSR 1257+12 d), si chiamano anche Poltergeist, Hobetor e Draugr.

Il sistema Pegasi 51 invece, che ospita il pianeta Pegasi 51 b, e’ noto anche col nome Dimidium, mentre il sistema Cancri 55, che ospita invece cinque esopianeti (Cancri 55 b, Cancri 55 c, Cancri 55 d, Cancri 55 e), si chiama più semplicemente Galileo, Brahe, Lippershey, Janssen ed Harriot: decisamente nomi piu’ comuni,

Riferimenti