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Astrometria

L’astrometria e’ un metodo diretto molto antico per la ricerca di esopianeti: come dice il nome, questa disciplina si occupa della misura delle stelle in termini di posizione e distanza nel cielo. I primi tentativi fruttuosi di questo metodo furono messi a punto da Friedrich W. Bessel (1784 – 1846); nel 1844 ipotizzò la presenza di una stella compagna di Sirio (Sirio B) e di Procione (Procione B). Basandosi su questi successi altri astronomi  utilizzarono questa metodologia per affermare di aver trovato esopianeti intorno ad altre stelle come fece Peter van der Kamp (1901 – 1995) quando disse di aver trovato un esopianeta in orbita intorno alla stella di Barnard (ipotesi in seguito rivelatasi falsa).

In realtà l’impiego di questa metodologia è piuttosto limitato perché si fonda sulla capacità di fornire misure estremamente precise della posizione delle stelle in cielo e molto spesso quest’ultime sono invalidate dal rumore di fondo della misura, che porta a un SNR (Signal to Noise Ratio) molto basso cosicché la misura fatica a distinguersi dal rumore. Come sempre lo spazio ci viene in aiuto; in particolare negli anni ’90 del secolo scorso la missione ESA dal nome Hipparcos (http://sci.esa.int/hipparcos/) ha felicemente portato a termine la misura astrometrica di centinaia di migliaia di stelle in cielo con una precisione di 10-3 arco secondi. Tornano nel nostro secolo, nel 2013 una seconda missione dal nome GAIA (http://sci.esa.int/gaia/ – sempre dell’ESA), sta lavorando per catalogare la posizione di stelle con magnitudine estremamente bassa.

Per dare un’idea di quanto sia difficile scoprire un esopianeta con misure di astrometria, affrontiamo il problema dal punto di vista fisico e geometrico, introducendo – come al solito – alcune semplificazioni che però non alterano il procedimento di base.

Consideriamo, la coppia stella – esopianeta come un sistema a due corpi, ed ignoriamo tutto il resto (influenza gravitazionale, dovuta alla presenza di altri esopianeti nello stesso sistema planetario, …) e avanziamo alcune considerazioni di base.

Grazie a Keplero sappiamo che le equazioni che determinano il moto di entrambi i corpi sono due ellissi: la prima ellisse descrive l’orbita del pianeta mentre l’altra ellisse descrive l’orbita della stella. Le due orbite sono legate gravitazionalmente fra loro; questo vuol dire che entrambi i corpi orbitano intorno ad un comune centro di massa; così come vediamo dalla seguente animazione:

Esempio di una soluzione al sistema dei due corpi A e B: entrambi ruotano intorno ad un comune centro di massa (Disegno dell’autore)

Dal punto di vista del primo corpo A è come se la presenza dell’altro corpo B provocasse sul primo un ‘dondolio orbitale’ intorno al centro di massa del sistema binario. Questa variazione di posizione è rilevabile (teoricamente) dallo spostamento della stella in cielo: un vero e proprio violento strattone gravitazionale. Ecco perché è così importante avere dei parametri di riferimento molto accurati sulle attuali posizioni stellari in cielo: osservando il dondolio stellare (ovvero l’orbita della stella ospite) è possibile dedurre la presenza di un esopianeta. Di conseguenza:

l’osservatore percepirà il moto oscillatorio periodico della stella ospite come una perturbazione che l’esopianeta induce su di essa.

Tornando al problema dei due corpi, come riportato a questo link http://scienceworld.wolfram.com/physics/Two-BodyProblem.html, sappiamo che la posizione del centro di massa Cm dipende dal rapporto delle masse dei due corpi: maggiore è la massa della stella ospite Ms e proporzionalmente più spostato in direzione della stella (eventualmente anche all’interno di essa) sarà il centro il centro di massa Cm.

Il centro di massa Cm nel sistema dei due corpi. (Disegno dell’autore)

In formule abbiamo:

Come sempre a rappresenta il semiasse maggiore dell’orbita del pianeta ed Mp e’ la massa dell’esopianeta. La distanza b rappresenta il valore del semi asse maggiore dell’orbita della stella ospite.

Come spiegato per la metodologia di direct imaging, la risoluzione angolare è proporzionale al semi asse maggiore dell’orbita della stella (ovvero b in questo caso), e inversamente proporzionale alla distanza di da cui vediamo il sistema stella – esopianeta. Utilizzando la formula per piccoli angoli, si ricava quindi:

Riassumendo: la separazione angolare fra la stella e il pianeta  (e quindi il grado di identificazione dell’esopianeta) è tanto maggiore quanto maggiore è la massa del pianeta e quanto più è distante dalla sua stella ospite, oppure, ceteris paribus, minore è la massa della stella e maggiore sarà la separazione angolare.

Applichiamo la formula precedente al Sistema Solare, in particolare ad ogni coppia Sole – pianeta (Sole – Mercurio, Sole – Venere, …) e, per semplicità, consideriamo solo il contributo del singolo pianeta, trascurando gli effetti degli altri 7 pianeti. Ecco la tabella con il calcolo di b:

PianetaSemi asse maggiore
(UA)
Massa Pianeta
( in Masse terrestri)
Massa Sole (Kg)Mp/Ms*a
Mercurio0,38700,0551,989 x 10309,61544
Venere0,72300,8151,989 x 10302,64806 x102
Terra1,00001,0001,989 x 10304,49296 x 102
Marte1,52400,1071,989 x 10307,35398 x 101
Giove5,2000318,0001,989 x 10307,42957 x 105
Saturno9,540095,0001,989 x 10304,07197 x 105
Urano19,190014,5201,989 x 10301,25191 x 105
Nettuno30,100017,1501,989 x 10302,31934 x 105

Si nota che Nettuno, che ha una massa poco più grande di Urano, ha un valore di b più elevato di quest’ultimo, dovuto proprio alla maggiore distanza dal Sole. Ovviamente Giove, anche se più vicino di altri, vince facilmente questa classifica, grazie alla sua massa.

In questo ragionamento manca un parametro importante: l’inclinazione dell’orbita del pianeta: finora abbiamo sottinteso che l’angolo dell’osservatore rispetto all’orientazione dell’orbita sia il più favorevole possibile per l’identificazione, in modo che ci consenta di beneficiare di misurare la massima estensione di b, e quindi indirettamente conoscere la vera estensione dell’orbita (ovvero della perturbazione indotta) della stella. In generale, possiamo notare solo la proiezione sul piano perpendicolare a quello di vista (rispetto all’angolo di inclinazione \alpha), ottenendo così dei valori di  \theta inferiori.

Variazione di b in funzione dell’angolo fra piano orbitale e direzione di vista dell’osservatore

Dal disegno abbiamo, infatti, che:

Quanto più’ \theta è piccolo, più difficoltosa risulta l’individuazione del pianeta.

Un’ultima considerazione da fare: anche in questo caso occorrono più survey sulla stessa stella (e pazienza …) prima di confermare la presenza di un esopianeta per diminuire gli errori di stima sui parametri. Inoltre il tempo di osservazione dipende dal periodo P dell’orbita della stella: lavorando infatti sempre nelle migliore ipotesi di osservazione, per trovare b (il semiasse maggiore) occorre che la stella abbia percorsa almeno un periodo. Utilizzando la terza legge di Keplero siamo in grado di calcolarne anche il valore:

Sotto la condizione Ms >> Mp, la formula precedente si semplifica così:

Da cui l’unica incognita è P.

Il sito http://exoplanet.eu/catalog/ riporta un solo esopianeta confermato con questa tecnica di indagine: si tratta di HD 176051 b, un pianeta gioviano scoperto nel 2010 che orbita intorno ad un sistema binario con un periodo P = 1016 (± 40) giorni.

Concludendo, qui sotto si riporta una demo animata che riassume in un video quanto detto sulla tecnica basata sull’astrometria.

Il video originale si trova sulla pagina della NASA nella sezione esopianeti: https://exoplanets.nasa.gov/interactable/11/vid/astrometry.mp4 

Bibliografia

  • Strani mondi – Ray Jayawardhana – Codice Edizioni
  • Transiting Exoplanets – Carole A. Haswell

Direct imaging

Con la metodologia di direct imaging si cerca di individuare gli esopianeti direttamente da un’immagine fotografica: le fotografie ricevute dalle sonde spaziali mandate in esplorazione nel Sistema Solare sono un esempio molto banale dell’applicazione del metodo dell’analisi diretta.  Grazie alle fotografie delle sonde gli astronomi hanno potuto creare dei modelli atmosferici, verificare la presenza di un sistema di anelli e scoprire la presenza di lune intorno al pianeta. Dato che ancora non ci sono sonde che hanno esplorato altri sistemi planetari eccetto il nostro, per ora dobbiamo basarci sulle immagini che i telescopi registrano da terra (o dallo spazio), e tener presente di quanto sia debole la luce che viene riflessa dal pianeta rispetto a quella generato dalla sua stella ospite.

Bisogna tener presente che spesso non basta affatto una sola fotografia per confermare la presenza di un esopianeta; tutti i metodi utilizzati, in particolare l’osservazione diretta, richiedono diverse survey del cielo sulla stella ospite candidata; questo porta ad avere una enorme quantita’ di dati da analizzare al termine delle osservazioni (big data). Dato che oggigiorno i survey vengono compiuti in maniera automatica dai computer, l’analisi dei dati non puo’ essere condotta dagli astronomi a mano (rischierebbero di essere sommersi da una mole elevata di dati che si accoderebbero in attesa di essere elaborati), ma non puo’ essere condotta neanche dai computer, in quanto sarebbero comunque ‘troppo lenti’. Per questo motivo vengono implementati metodi statistici euristici che fanno una valutazione in seno probabilistico su ogni osservazione, diminuendo la quantita’ di dati grezzi da analizzare e limitandosi ai candidati migliori. Una volta trovati questi ultimi, si prosegue con indagini piu’ approfondite per verificare l’ipotesi di effettiva presenza di esopianeta basandosi sulla debole luce riflessa del pianeta.

Questo fatto lascia già intuire quanto sia difficile utilizzare questo metodo; facciamo un esempio considerando il Sistema Solare. Ogni pianeta riflette una quantità di luce solare che dipende dalla distanza dal Sole e dalla sua riflettività; il grafico seguente illustra la distribuzione di luminosita’ per il Sole e di altri pianeti del Sistema Solare, in funzione della banda di osservazione:

Luminosita’ di alcuni pianeti del Sistema Solare in funzione della banda di osservazione

Se seguiamo la differenza dell’andamento del grafico di luminosita’ per Sole e Giove (il pianeta piu’ grande fra gli otto), notiamo che nella banda del visibile il valore massimo di luminisita’ del Sole si trova intorno a 500 nm: il rapporto di luminosita’ rispetto a Giove nello stesso intervallo di banda e’ pari a circa 109, ovvero 1 miliardo!!. Se seguiamo l’andamento dello spettro per i due oggetti, notiamo che la differenza si affievolisce a mano a mano che aumenta la lunghezza d’onda, fino ad arrivare a un nuovo minimo sui 6000 nm circa, ovvero nel medio infrarosso. Quindi, se un ipotetico extraterrestre volesse avere maggiori chance di osservazione per individuare esopianeti intorno al Sole, (a parita’ di ogni altra condizione) dovrebbe spostarsi  nell’infrarosso, dove il rapporto di luminosità scende a circa 105 e migliorano le condizioni di contrasto. Questo concetto si estende ad ogni sistema planetario e, proprio per questo motivo, la ricerca di esopianeti lavora in diverse bande dello spettro, dando maggior importanza alle bande di emissioni dove e’ piu’ favorevole il rapporto di luminosita’ fra esopianeta e stella ospite.

l fattori di luminosita’ della stella/pianeta non sono gli unici parametri da considerare per lo studio degli esopianeti con metodi di osservazione diretta: anche la distanza del sistema planetario dalla Terra costituisce un fattore discriminante per l’impiego di questa metodologia. Banalmente, piu’ un pianeta e’ lontano da noi, e minore sara’ la sua luminosita’ apparente, quindi più difficile e’ la sua individuazione. Infatti, la capacità di risoluzione del pianeta diminuisce con la distanza d di osservazione, ma aumenta quanto più il pianeta possiede un’orbita distante dalla sua stella ospite. Supponendo di metterci nelle migliori condizioni  di vista, se consideriamo l’ipotesi di una distanza d molto grande, allora possiamo usare l’approssimazione per piccoli angoli, e sostituire il seno con il suo angolo:

separazione angolare: formula per piccoli angoli
Separazione angolare fra stella e pianeta (disegno dell’autore)

ove d è la distanza dall’osservatore, \theta e’ l’angolo di separazione fra pianeta e la sua stella ed infine a è il semiasse maggiore dell’orbita planetaria. Dal punto di vista di della precisione strumentale, a parita’ di distanza da noi, quanto piu’ il pianeta e’ distante dalla stella, piu’ grande sara’ l’angolo di separazione, e quindi individuabile con telescopi con potere risolutivo minore (quindi ‘meno precisi’). Combinando i due fattori appena desritti (distanza e luminosita’) possiamo dire che non tutti i tipi di stelle sono adatte all’analisi per direct imaging; le stelle piu’ vicine a noi offrono maggiori possibilita’, in particolare le nane rosse (classe spettrale M), in quanto a causa della minore luminosita’ intrinseca, aumentano naturalmente il rapporto fra luminosita’ del pianeta e luminosita’ della stella ospite.

Una metodologia alternativa (anche se le due cose possono coesistere insieme), per rendere visibile il pianeta immerso nella luce della sua stella ospite, è quella di oscurare in qualche modo, proprio la luce della stella ospite, in modo da far emergere dall’oscurità la luminosità dell’esopianeta. L’utilizzo di un coronografo è quello che fa al caso opportuno.

Esempio di un coronografo per oscurare il Sole usato dalla sonda Soho

L’esempio classico di un coronografo è quello utilizzato dalla sonda Soho per oscurare il disco solare (vedi immagine sopra) per studiarne la corona e le protuberanze: un tale strumento può aiutare a mettere in risalto in pianeta, prima messo in ombra dalla luce della stella ospite. In passato (2011) la NASA aveva proposto una missione chiamata Terrestrial Planet Finder, allo scopo di trovare esopianeti di tipo terrestre  che si basavano sull’utilizzo di un array di telescopi ed un coronografo in grado di schermare la luce della stella, ma ad oggi, la missione risulta essere annullata.

Nel 2008 Hubble, con un coronografo montato su esso, è riuscito a individuare prima un disco di accrescimento di polveri intorno a Fomalhaut (Piscis Austrini) e in seguito (2012 e anni  seguenti) a confermare la presenza di un esopianeta Fomalhaut b alla distanza di circa 115 U.A.

Immagini a falsi colori di Fomalhaut b ripreso dall’HST

Il sito  http://exoplanet.eu fornisce l’accesso gratuito a un catalogo gratuito di tutti exoplaneti scoperti (e non solo) profilati per diverse caratterisitiche. Ad oggi (Febbraio 2018) sono presenti 92 pianeti confermati grazie all’utilizzo di direct imaging. Qui sotto un grafico che mostra gli esopianeti scoperti con questa metodologia anno per anno in funzione del loro semi asse maggiore.

Esopianeti scoperti con il metodo di direct imagin anno per anno in fuzione del semi asse maggiore

Clicca sull’immagine pdf qui  sotto per la lista dei pianeti scoperti con la metodologia del direct imaging.

Qui sotto riporto una bellissima demo animata che riassume in un video quanto detto sul metodo di direct imaging.

Il video si trova questa pagina della NASA nella sezione esopianeti: https://exoplanets.nasa.gov/interactable/11/vid/astrometry.mp4 

Bibliografia

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 dell’intelletto 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: la prima scoperta indiretta di un esopianeta risale al 1992 per merito dell’astrofisico Aleksander Wolszczan che, con l’aiuto di Dale Frail,  notò 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.

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 caratteristiche 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). 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.

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, e’ 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, possiede tre pianeti gioviani (PSR 1257+12 b, PSR 1257+12 c, PSR 1257+12 d) che si chiamano anche Poltergeist, Hobetor e Draugr.

Infografica che mostra i nomi propri di alcuni esopianeti comunemente accettati Fonte: https://www.iau.org/public/images/detail/iau1514a/

Il pianeta Pegasi 51 b, ospitato nel sistema Pegasi 51, e’ noto anche col nome Dimidium, mentre nel sistema Cancri 55 (Cancri 55 b, Cancri 55 c, Cancri 55 d, Cancri 55 e Cancri f), vengono chiamati più semplicemente Galileo, Brahe, Lippershey, Janssen ed Harriot: decisamente nomi più comuni.

Riferimenti

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