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A caccia di pianeti extrasolari

C’è vita là fuori? Siamo soli nell’Universo? Alzi la mano chi non si è mai posto, neanche una volta, queste domande. Dall'ambizioso e pionieristico programma SETI alle più recenti missioni Kepler e Gaia, l’uomo si è spinto più volte, nel corso della storia, a ricercare forme di vita extraterrestri. Il fascino innegabile della materia e la rivoluzione scientifica che rappresenterebbe una simile scoperta fanno dell’esistenza di sistemi di pianeti extrasolari uno dei principali temi dell’astrofisica moderna. Ma come è diventata possibile la loro scoperta? Come si riescono ad individuare oggetti così "piccoli" e poco luminosi distanti decine e decine di anni luce da noi?

I primi pianeti confermati ad essere scoperti risalgono al 1992, quando, gli astronomi Alexander Wolszczan e Dale Frail, sfruttando l'enorme radiotelescopio dell'osservatorio Arecibo, individuarono due pianeti orbitanti attorno alla pulsar PSR B1257+12. Negli anni seguenti numerosi altri pianeti furono identificati, ma è solo negli ultimi quattro anni, con l'affinamento delle tecniche di rivelazione e l'entrata in funzione delle nuove missioni, che il tasso di scoperta ha subito un improvviso aumento esponenziale, portando il numero di pianeti extrasolari confermati a quasi quota due mila. Un catalogo costantemente aggiornato è reperibile all’indirizzo www.exoplanet.eu.

Pianeti scoperti per anno
Pianeti scoperti per anno, i colori si riferiscono alle varie tecniche (fonte Wikipedia)

I metodi di rilevazione si dividono sostanzialmente in due categorie: quelli diretti, che mirano ad osservare direttamente la luce del pianeta, e quelli indiretti, che cercano di registrare gli eventuali effetti di uno o più pianeti sulla stella centrale. Spesso, per confermare e definire meglio le caratteristiche fisiche del pianeta, è necessaria l'osservazione combinata con due o più tecniche. Iniziamo questo breve sommario dai metodi appartenenti al secondo gruppo, di gran lunga i più comuni e che, fino ad ora, hanno fornito la quasi totalità delle scoperte.

Diagramma di Perryman
Diagramma di Perryman

Un primo, prevedibile modo, con il quale abbiamo familiarità anche nella vita di tutti i giorni, consiste nell’osservazione del transito del pianeta davanti alla sua stella. Il passaggio del corpo attraverso la linea di vista provoca, così come avviene nel caso della Luna con il Sole o di un satellite con Giove o Saturno, l’occultazione della sorgente di luce e la conseguente diminuzione della luminosità. Sfruttando questo fatto, da analisi fotometriche è possibile determinare l’esistenza di un sistema planetario. Ovviamente non tutte le orbite permettono il fenomeno delle eclissi: stella, pianeta e osservatore devono trovarsi perfettamente allineati e la probabilità che questo si verifichi è molto bassa. Anche la grandezza del semiasse, il periodo orbitale e le dimensioni del pianeta giocano un ruolo fondamentale. Nel caso di Giove, ad esempio, il passaggio davanti al Sole provocherebbe una diminuzione del flusso facilmente osservabile, ma, a causa della grande distanza dal Sole, la probabilità che risulti visibile ad un ipotetico osservatore è circa una parte su un milione. Per porre rimedio a questo problema geometrico e rendere il metodo efficace, le missioni come Kepler monitorano costantemente, in modo automatizzato, la luminosità di centinaia di migliaia di stelle. E’ così che un migliaio di candidati sono stati individuati solo nell’ultimo anno di analisi dati.

Transito di un pianeta davanti alla stella (fonte Wikipedia)
Transito di un pianeta davanti alla stella (fonte Wikipedia)

A differenza di quanto spesso si assume, un pianeta orbitante provoca un movimento della stella centrale non trascurabile. Il sistema stella-pianeta orbiterà, infatti, come dettato dalla meccanica kepleriana, attorno al centro di massa comune con un semiasse inversamente proporzionale alla massa del corpo. Nel caso del sistema Sole-Giove, ad esempio, il centro di massa si trova leggermente fuori della fotosfera ed, eliminato il contributo degli altri pianeti, il Sole compirebbe un’orbita ellittica speculare a quella di Giove. In realtà, nel Sistema Solare, l’influenza degli altri corpi celesti, distribuiti più o meno omogeneamente sul piano dell’eclittica, cambia molto le cose e fa sì che il centro di rotazione cada quasi sempre all’interno della nostra stella. Ad ogni modo, questo moto (per certi versi inaspettato) della stella suggerisce altri due importanti metodi indiretti per la rilevazione di pianeti in orbita: la tecnica astrometrica e quella spettroscopica.

Movimento della stella dovuto ad un corpo minore (fonte Wikipedia)
Movimento della stella dovuto ad un corpo minore (fonte Wikipedia)

L’astrometria è una branca dell’astronomia che si occupa della misurazione delle posizioni e dei movimenti dei corpi celesti. Nel nostro caso l’obiettivo sarà quello di osservare il moto periodico che la stella descrive sulla volta celeste a causa degli oggetti in orbita. Tutte le stelle hanno, indipendentemente dall’esistenza o meno del sistema planetario, un moto proprio all’interno della galassia che deve essere opportunamente sottratto a quello registrato. Come risulta evidente da considerazioni geometriche, questa tecnica è applicabile esclusivamente a sistemi vicini (qualche parsec di distanza) in quanto allontanandosi maggiormente lo spostamento angolare diventa presto più piccolo della sensibilità degli strumenti. I risultati ottenuti sono, ad oggi, piuttosto limitati ma l’entrata in funzione di Gaia, prevista nel prossimo futuro, dovrebbe migliorare molto la situazione.

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