Esopianeti e dove trovarli: il metodo dei transiti e delle velocità radiali

Uno scorcio sulla metodologia pratica con cui determiniamo la presenza di altri mondi, scopriamo se questi hanno atmosfera e da cosa questa è composta.

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L'uomo si è accorto da tempo dell'esistenza di altri pianeti. Lo studio della volta celeste ha origini antiche, si potrebbe dire quasi primordiali. Già il popolo degli assiro-babilonesi (1895 a.C.) aveva cominciato a studiare i moti di Giove e di altri pianeti visibili a occhio nudo, come Mercurio o Venere. Gan De, astronomo cinese, sarebbe persino riuscito a osservare almeno uno dei satelliti di Giove, sempre ad occhio nudo, già nel 362 a.C. (presumibilmente Ganimede).
Sono innumerevoli poi le scoperte fatte riguardo al sistema solare a seguito della diffusione dei primi cannocchiali rifrattori (dal 1600 in poi). Abbiamo con il tempo compreso che esistevano altri mondi con caratteristiche simili alla Terra, possiamo dire rocciosi (come Marte, Venere), ed altri che erano invece molto diversi, più estremi, composti principalmente di gas (come Giove o Saturno).

Una storia recente

La consapevolezza che la Terra non fosse l'unico mondo possibile all'interno del sistema solare ci accompagna quindi da sempre (o quasi), ma si può dire lo stesso riguardo ai pianeti extrasolari? Sicuramente qualcuno ci ha pensato, a riprova di questo ci sono romanzi e scritti che parlano di altre civiltà più o meno sviluppate; storie che si basavano sulla credenza (speranza) che non fossimo un'eccezione, che il Sole non fosse l'unico esemplare di stella con intorno dei pianeti. Ma quando ne abbiamo avuta la certezza?

Ieri praticamente. Beh, quasi. Tardissimo nella storia dell'umanità: soltanto agli inizi degli anni 90 del secolo scorso. Nel 1995 (appena 25 anni fa) è stato individuato il primo pianeta intorno ad una stella in sequenza principale, come il Sole, 51 Pegasi b (è stato assegnato un Nobel a riguardo giusto l'anno scorso), distante 50 anni luce dalla Terra; e prima ancora erano stati individuati ben tre pianeti orbitanti intorno ad una stella pulsar (di fatto, una stella morta) distante ben 2.300 anni luce da noi, nel 1990.

Purtroppo, come si può intuire guardando "Pale Blue Dot", la foto della Terra scattata proprio nel 1990 dalla sonda Voyager 1, quando questa si trovava a sei miliardi di chilometri di distanza (una distanza minuscola nell'ambiente Universo), vedere i pianeti intorno ad altre stelle è praticamente impossibile. Sono troppo piccoli ed eccessivamente lontani. Tuttavia, oggi sappiamo che i pianeti orbitanti intorno ad altre stelle diverse dal Sole sono almeno 4201, ci sono poi 5481 candidati (aspiranti pianeti che devono ancora essere studiati meglio) e la bellezza di 3112 sistemi planetari diversi (numero di stelle che presentano almeno un pianeta). Tutti gli aggiornamenti sull'andamento degli studi riguardo gli esopianeti sono facilmente consultabili sul sito ufficiale della NASA: Exoplanets. Ma come abbiamo fatto a trovare così tanti pianeti se vederli è praticamente impossibile?

Non esiste solo l'osservazione diretta

Ad onor del vero, vi abbiamo in parte mentito: si possono vedere i pianeti attraverso il metodo dell'osservazione diretta. Tuttavia il numero di pianeti visibili in questo modo è irrisorio. Si vedono pianeti molto grandi (diverse volte più grandi di Giove), sufficientemente distanti dalla loro stella e con una tecnica che prevede l'oscuramento della stella tramite un coronografo. Il tutto per catturare immagini come questa.

Il sistema in questione prevede due pianeti gassosi: il primo è stato scoperto lo scorso anno, possiede 14 volte la massa di Giove e orbita attorno alla sua stella ad una distanza di circa 160 unità astronomiche (la Terra è lontana "solo" 1 Unità Astronomica); il secondo pianeta, lontano 320 unità astronomiche, ha 6 volte la massa di Giove. Un sistema estremamente diverso dal nostro.

C'è interesse a studiare sistemi di questo tipo? Certamente, ci insegnano moltissimo. Ad esempio, ci fanno capire come il nostro possa essere raro rispetto a sistemi così diversi o, in altri casi, dove questi giganti gassosi sono molto vicini alla loro stella, rispondono a domande sulla possibilità che il nostro sistema solare possa essere a uno stadio più evoluto (o anche meno evoluto): una fase primordiale, in cui Giove e Saturno avrebbero quindi occupato la zona più interna, quella che ora è occupata dal nostro pianeta, da Venere, da Mercurio.
Lo studio di sistemi così lontani ci fa capire anche le reali dimensioni dei pianeti presenti nello spazio. Da questo si possono fare diverse considerazioni, ad esempio che Giove non è il più grande pianeta concepibile all'interno dell'universo, ma ne esistono altri che hanno decine di volte la sua massa. Tuttavia, per quanto ci insegnino molto, segretamente siamo tutti interessati ai pianeti simili alla Terra, in quanto è su questi che potrebbe essersi evoluta una qualche forma di vita aliena, più o meno avanzata.

Purtroppo, come si può osservare in queste immagini, la stragrande maggioranza dei pianeti osservati sono pianeti gassosi e i pianeti che più ci interessano, quelli cioè di tipo terrestre, sono al momento soltanto 161. Sono effettivamente più rari o sono semplicemente più difficili da vedere? In base ai dati che abbiamo a disposizione sembra che siano solo molto più difficili da vedere rispetto ai pianeti più grandi.
Un'ottima notizia, che lascia aperta la possibilità di grandi scoperte quando saremo in grado di individuarli con maggiore precisione. Se mai saremo in grado di farlo... Ma cerchiamo di essere ottimisti! Dalle immagini si può inoltre osservare che il metodo dell'imaging (cioè una fotografia diretta) è il meno proficuo in termini di percentuale di pianeti osservati (come avevamo già detto), e che gran parte dei pianeti vengono individuati con il metodo dei transiti (76%) e con il metodo delle velocità radiali (19,3%).

Metodo dei transiti

Il metodo dei transiti è il più semplice in assoluto e si basa sulla spettrometria, ovvero sullo studio della variazione di flusso di una stella. Cosa vorrebbe dire? Di fatto significa osservare la quantità di luce proveniente da una stella e catalogarne la variazione. Perchè c'è questa variazione? La risposta non è sempre scontata, specialmente perché la causa di una variazione di flusso di una stella può dipendere da moltissimi fattori.
Potrebbe ad esempio essere una variazione intrinseca della stella, ovvero potremmo trovarci di fronte ad una stella variabile (ce ne sono moltissime, come quelle nell'ammasso Messier 3); potrebbe essere dovuta al passaggio di una nube di polveri e gas davanti alla stella che ne limita temporaneamente il flusso; oppure potrebbe davvero essere un pianeta.

Tuttavia, siamo diventati molto bravi a riconoscere la forma tipica della variazione di flusso derivante da un transito planetario, visibile nelle immagini a corredo di questo articolo.
Si parte da una situazione in cui, idealmente, la stella ha una luminosità fissa e si scattano moltissime foto alla stella durante la nottata. In ogni foto si misura la sua luminosità e, nel momento in cui il pianeta le transita davanti, ci aspettiamo una diminuzione di tale luminosità. Ogni valore estrapolato da ogni singola foto si posiziona poi su un grafico che ci mostra l'andamento della luminosità al variare del tempo lungo tutta la nottata; grafico che, nel caso di un pianeta, presenterà la relativa buca. Inoltre, dalla profondità di tale buca possiamo anche ricavare informazioni sulla grandezza del pianeta con sufficiente precisione.

Nell'immagine è possibile osservare come appare un vero transito, quindi di fatto un'osservazione indiretta del passaggio di un pianeta. Il metodo dei transiti è, ad esempio, quello utilizzato per l'individuazione dei sette pianeti orbitanti attorno a Trappist-1. Ora che avete compreso come funziona tale metodologia saprete certamente interpretare sufficientemente bene i grafici forniti dalla NASA per tale scoperta.

Purtroppo il metodo dei transiti, per quanto efficiente e facile da attuare anche per gli osservatori più piccoli posizionati a terra (ad esempio si fanno transiti anche all'Osservatorio Polifunzionale del Chianti in provincia di Firenze), pecca nel fornire informazioni riguardanti il pianeta in questione. Il pianeta ha un'atmosfera? Se sì, da cosa è composta? Domande a cui riesce invece a rispondere, con dei limiti, il metodo delle velocità radiali.

Metodo delle velocità radiali

Per parlare del metodo delle velocità radiali si deve prima spiegare cosa sono il red-shift e il blue-shift.

Questi fenomeni avvengono quando un oggetto che emette radiazione elettromagnetica (quindi luce, come una stella) si allontana o si avvicina (rispettivamente red o blue) all'osservatore. Il risultato è che la lunghezza d'onda che vede chi osserva è spostata verso il rosso oppure verso il blu. A questo si deve aggiungere un'ulteriore nozione: se c'è un pianeta orbitante attorno ad una stella, quest'ultima compirà un moto attorno al loro centro di gravità comune, rappresentato nell'immagine da una x.

Ad esempio la nostra stella, il Sole, non ruota esattamente attorno al proprio centro, ma bensì attorno ad un punto che rappresenta il centro medio di gravità della stella e di ogni altro corpo celeste che ruota attorno al Sole. Una stella che si trova a ruotare attorno a tale punto avrà, in questo suo moto circolare, un momento in cui si sta avvicinando all'osservatore (noi che la stiamo osservando) e un momento in cui si starà allontanando. Di conseguenza, osservando e studiando la luce proveniente da tale stella ci aspettiamo di osservare un red-shift seguito da un blue-shift, seguito da un red-shift, ecc...

La velocità radiale VR è la proiezione del vettore velocità della stella sulla "linea di vista" che collega la stella all'osservatore e ha un andamento ben noto del tipo in figura. Il metodo delle velocità radiali è, ad esempio, quello utilizzato per l'osservazione (indiretta) di 51 Pegasi b, il primo esopianeta individuato attorno ad una stella in sequenza principale.
Il metodo delle velocità radiali si basa sulla spettroscopia, e quindi sullo studio degli spettri della radiazione elettromagnetica. Ovvero si studiano le componenti della luce fino a capire gli elementi e le molecole di cui sono costituiti gli oggetti che si stanno osservando. Se quindi osserviamo lo spettro di una stella con davanti un pianeta avremo un'immagine dello spettro della stella sommato allo spettro del pianeta.
Banalmente, se prendiamo un'immagine della stella quando il pianeta è dietro (rispetto alla nostra linea di vista) otterremo solo lo spettro della stella, senza il pianeta. Sottraendo quindi quest'ultima immagine alla prima, se si possiede una sufficiente precisione (che deve essere notevole), si può ottenere lo spettro del pianeta. In questo modo è possibile capire se è presente un'atmosfera e da cosa questa possa essere composta.

Altri metodi

Quelle presentate non sono le uniche due metodologie di osservazione indiretta di un pianeta extrasolare ma sono indubbiamente le due più efficienti ed utilizzate. In questo modo, se vi capita di sentire che è stato individuato un nuovo esopianeta distante chissà quanto da noi, avrete un'idea un poco più chiara di come questo possa essere avvenuto.
Purtroppo i limiti sono evidenti: si possono vedere quasi soltanto pianeti molto grandi, oppure piccoli pianeti intorno a stelle molto piccole e rosse, come ad esempio il già citato caso di Trappist-1. Per ora, ci perdiamo moltissimi pianeti come la Terra; ma allo stesso tempo stiamo migliorando sempre di più la strumentazione e la metodologia di ricerca. Soltanto trenta anni fa vedevamo per la prima volta un pianeta esterno al sistema solare e ora, pochi anni più tardi, riusciamo a vederne migliaia. Chissà cosa ci riserverà il futuro, e se riusciremo prima o poi a trovare un pianeta dove è presente la vita. Le premesse sono ottime.