Un esopianeta (o pianeta extrasolare) è un pianeta che orbita attorno a un’altra stella, al di fuori del nostro sistema solare. Qualche decennio fa non si sapeva nemmeno se esistessero altri sistemi solari, ma ora si è scoperto che sono comuni nella nostra galassia e nell’universo.
Per migliaia di anni, l’osservazione dei pianeti è stata limitata a quelli del nostro sistema solare, poiché erano gli unici che potevano essere visti o rilevati. Durante quel periodo la nostra conoscenza del sistema solare è cresciuta immensamente. Tuttavia, c’è una domanda fondamentale a cui ancora non è stata data risposta: siamo soli? Abitiamo in un posto speciale nell’universo? L’umanità è unica nell’universo? La vita stessa è unica sulla Terra o esiste anche altrove? Questo mistero è profondamente legato al nostro desiderio spirituale di sapere se esiste vita di qualsiasi tipo su altri pianeti. Fortunatamente, viviamo in un’era di grandi progressi tecnologici e scientifici e non è irragionevole presumere che a queste domande si possa rispondere entro i prossimi 50 anni (alcune stime dicono anche prima).
Ora, i primi passi sono già stati compiuti, vale a dire la scoperta di pianeti oltre a quelli del nostro sistema solare. I primi esopianeti sono stati effettivamente scoperti attorno a una stella pulsar nel 1992.
Metodi di rilevamento
Vari gruppi in tutto il mondo hanno rilevato esopianeti utilizzando metodi diversi. Ogni metodo ha i suoi vantaggi e svantaggi, che sono riassunti di seguito.
Misure di velocità radiale
Finora, la maggior parte degli esopianeti è stata scoperta con il metodo della velocità radiale (RV). Uno spostamento Doppler periodico nelle linee spettrali della stella ospite, può essere misurato utilizzando la spettroscopia ad alta precisione. L’effetto Doppler si verifica perché la stella si muove attorno al centro di massa (sia della stella che del pianeta). La parte radiale di questo movimento è ciò che viene misurato (vedi figura). Il periodo è semplicemente il periodo orbitale del pianeta, il tempo necessario per completare un’orbita attorno alla stella. La massa della stella può essere calcolata utilizzando modelli di evoluzione stellare. Se assumiamo di osservare il sistema nel piano dell’orbita del pianeta, possiamo quindi utilizzare la seguente equazione per calcolare la massa del pianeta:
MsVs= mpvp,
dove i parametri sono rispettivamente le masse e le velocità della stella ospite e del pianeta.
Questo metodo produce una distorsione nel rilevamento di pianeti massicci in orbite corte (come Giove caldi) perché l’influenza gravitazionale del pianeta sulla stella (e quindi la Vs misurata) è maggiore in quei casi. Ad esempio, il pianeta HD 41004 A b è 18,4 volte più massiccio di Giove e si trova in un’orbita di un giorno. Ciò si riferisce a un’ampiezza della velocità radiale di oltre 6 km / s. Si noti che c’è una degenerazione nell’inclinazione perché non è possibile misurare la parte non radiale della velocità. Pertanto è possibile ottenere solo un limite inferiore sulla massa del pianeta e quindi la massa potrebbe essere effettivamente maggiore:
mp, real ≥ mp, real sin(i) = mp
Solo un numero limitato di parametri può essere ottenuto con il metodo RV (velocità radiale) per un’orbita eccentrica. Trovare parametri orbitali di sistemi multi-planetari al di là delle masse planetarie e dei periodi orbitali è ancora più impegnativo. Ogni nuovo pianeta aggiunge 7 gradi di libertà, il che significa che le soluzioni sono altamente degeneri e l’adattamento delle eccentricità è inaffidabile e in generale è sovrastimato. Ad esempio, il sistema planetario attorno alla stella Gliese 581 è costituito da almeno 4 pianeti. Il documento iniziale riportava un pianeta su un’orbita circolare. Gli ultimi dati suggeriscono che questo pianeta ha un’eccentricità di 0,17.
Transito delle curve di luce
Un altro metodo che ha avuto molto successo di recente è il metodo del transito, dovuto principalmente a missioni di osservazione spaziali come CoRoT e Kepler. Questo metodo cerca di trovare i pianeti osservando le variazioni nella luce delle stelle causate dai transiti dei pianeti davanti alle stelle ospiti. Questo accade anche all’interno del nostro sistema solare, con Mercurio e Venere, dove possiamo osservare periodicamente quei due pianeti interni transitare davanti al Sole (dal nostro punto di osservazione).
Il metodo dei transiti è in grado di misurare la densità degli esopianeti e quindi anche le loro dimensioni, parametro inaccessibile al metodo RV. Il pianeta CoRoT-7 b, ad esempio, è molto piccolo, quasi quanto la Terra. Il pianeta TrES-4, invece, è enorme. È persino possibile eseguire la spettroscopia dell’atmosfera del pianeta durante il transito o il transito secondario (quando il pianeta è occultato dalla stella) e creare una mappa della temperatura dell’esopianeta. Sfortunatamente i transiti sono rari perché la stella ospite, l’esopianeta e la Terra devono essere allineati esattamente su una linea di osservazione affinché si verifichi un transito. Questo accade solo per una piccola percentuale di tutti gli esopianeti.
Tuttavia, le missioni terrestri e spaziali dedicate presenti e future promettono di rilevare un numero sempre crescente di pianeti nel prossimo futuro. Inoltre, osservando minuscole variazioni nei tempi di transito e nella durata del transito, potrebbe essere possibile trovare altri pianeti in sistemi in cui è stato osservato il transito di un solo pianeta. Anche l’entusiasmante possibilità di scoprire esolune in orbita attorno ad alcuni di questi pianeti è stata discussa!
Microlente gravitazionale
I pianeti sono stati scoperti anche mediante micro-lenti gravitazionali, che sfruttano gli effetti della relatività generale. Se la stella è allineata in una linea con la Terra e un oggetto luminoso sullo sfondo (ad es. un’altra stella), la luce dell’oggetto sullo sfondo si piega attorno alla stella e può essere rilevata da un aumento della luminosità. Questo si chiama micro-lente gravitazionale, perché la stella nel mezzo agisce come una lente.
Un pianeta in orbita attorno alla stella disturba la curva di luce e, utilizzando modelli teorici, gli scienziati possono determinare la massa del pianeta ei parametri orbitali. Questo evento si verifica solo una volta per stella, quindi è necessario un ottimo tempismo e una collaborazione globale per eseguire una misurazione continua della curva di luce. In generale, i parametri orbitali non possono essere determinati con elevata precisione (si ottiene solo un’istantanea del sistema senza alcuna evoluzione dinamica). Tuttavia, si possono trovare pianeti di piccola massa su orbite ampie, come OGLE-05-390L b. Il primo esopianeta scoperto mediante micro-lente gravitazionale, nel 2004, è stato OGLE235-MOA53 b.
Quali sono realmente gli oggetti osservati?
Definizione di pianeta extrasolare
Pianeti extrasolari sono stati osservati attorno a una varietà di stelle madri, dalle pulsar alle stelle di tipo solare alle nane M, indicando che la formazione dei pianeti è comune e ha successo in un’ampia gamma di ambienti.
L’Unione Astronomica Internazionale (IAU) definisce un pianeta extrasolare come segue:
Oggetti con masse reali al di sotto della massa limite per la fusione termonucleare del deuterio (attualmente calcolata in 13 masse di Giove per oggetti di metallicità solare) che orbitano attorno a stelle o resti stellari (indipendentemente da come si siano formati). La massa/dimensione minima richiesta affinché un oggetto extrasolare sia considerato un pianeta dovrebbe essere la stessa utilizzata nel nostro sistema solare. Pertanto, è possibile che molti degli oggetti più massicci, in orbita a distanze di centinaia di UA dalle loro stelle e rilevati dall’imaging diretto, possano effettivamente essere nane brune.
Nei casi in cui si può osservare la densità media del pianeta, i modelli evolutivi sembrano concordare ampiamente con altre osservazioni. Tuttavia, poiché molti Giove caldi hanno una temperatura superficiale elevata a causa dell’irradiazione stellare e sono anche soggetti al riscaldamento delle maree, le loro densità potrebbero quindi essere piuttosto basse.
Giove calde
Quasi tutti i sistemi planetari extrasolari scoperti finora sono distinti dal nostro sistema solare. Ad esempio, ci sono i cosiddetti “giovi caldi”. Vedi ad esempio il pianeta WASP-19 b. Le dimensioni e la massa del pianeta sono paragonabili a quelle di Giove, o maggiori, ma l’orbita è molto vicina alla stella ospite (circa un centesimo della distanza tra la Terra e il Sole), quindi le temperature su questi mondi tendono ad essere estremamente calde per dire il meno. La maggior parte dei metodi sopra descritti tende a pregiudicare il rilevamento in primo luogo a favore di questi oggetti, in quanto sono semplicemente i più facili da rilevare.
L’esistenza di Giove caldi è stata molto sorprendente perché nel nostro sistema solare tutti i giganti gassosi si trovano in orbite lontane dal Sole, oltre diverse UA. Queste scoperte hanno presentato difficoltà per le attuali teorie sulla formazione dei pianeti, sebbene la migrazione planetaria, in cui un pianeta nella parte esterna di un sistema solare può spostarsi verso l’interno più vicino alla sua stella nel tempo, sia una possibile soluzione.
Quando un pianeta non è un pianeta?
A volte un candidato planetario risulta non essere affatto un pianeta. Questi “falsi positivi” potrebbero essere stelle binarie a eclisse o nane brune, un altro tipo di stella più piccolo e più pesante, piuttosto che pianeti, come BD20 2457 b. Il tasso di falsi positivi è stimato essere molto basso dalla maggior parte degli studi condotti, con la maggior parte dei candidati che sono pianeti autentici. Con la missione Kepler, ad esempio, il tasso di falsi positivi può arrivare fino al 5%. Per i “Giove caldi” in particolare, il tasso potrebbe essere più vicino al 35% secondo altri ricercatori.
È quindi importante distinguere tra pianeti candidati e pianeti confermati. Anche dati i possibili tassi di falsi positivi più elevati in alcuni casi, ora si stima che ci siano milioni di esopianeti là fuori, solo nella nostra galassia!
Esopianeti abitabili simili alla Terra?
Il Santo Graal per i cacciatori di esopianeti è ovviamente trovare un altro pianeta abitabile simile alla Terra che orbita attorno alla stella ospite all’interno della zona abitabile. Sono già stati trovati pianeti delle dimensioni della Terra o anche più piccoli, ad esempio nel sistema Kepler-20. Gli astronomi hanno anche trovato pianeti nella zona abitabile, come Kepler-22 b. Non è stato ancora trovato un pianeta che mostri entrambe queste proprietà allo stesso tempo, ma gli astronomi sono fiduciosi che ora si stiano avvicinando molto. Si pensa già ora che i pianeti rocciosi più piccoli siano molto più numerosi dei giganti gassosi più grandi, il che è promettente.
Un esopianeta abitabile è, semplicemente, uno in cui le condizioni possono consentire l’esistenza di una qualche forma di vita (almeno come la conosciamo). Idealmente si tratterebbe di esopianeti (o esolune) con temperature non troppo calde o fredde e liquide in superficie. L’acqua sarebbe il mezzo preferito secondo la nostra attuale comprensione, anche se è possibile che anche il metano liquido, o qualcosa di simile, possa funzionare, come su Titano, la luna di Saturno, che ha laghi e mari di metano. Trovare un pianeta extrasolare con acqua liquida sulla sua superficie sarebbe molto eccitante, ma anche pianeti o lune con oceani o laghi di acqua liquida sotto la superficie, come la luna di Giove Europa o la luna di Saturno Encelado.
Va notato che essere definito abitabile non significa necessariamente che il pianeta sia abitato, solo che le condizioni possono consentire alla vita di esistere lì. Inoltre, simile alla Terra dovrebbe riferirsi solo a pianeti che sono veramente simili al nostro pianeta, con oceani d’acqua, continenti, ecc. Troppo spesso nei media, il termine simile alla Terra è usato per riferirsi generalmente a pianeti che sono simili solo in dimensioni alla Terra. Le dimensioni da sole non rendono un pianeta simile alla Terra; ci sono molti altri fattori da prendere in considerazione come sono stati brevemente menzionati qui.