Per la prima volta, gli astronomi hanno anche misurato sia la luminosità che la massa di questo esopianeta chiamato Beta Pictoris c

La maggior parte degli esopianeti che abbiamo confermato fino ad oggi non sono mai stati effettivamente visti direttamente. Confermiamo la loro presenza con mezzi indiretti, come l’effetto che hanno sulla loro stella ospite. Ma ora gli astronomi hanno rivelato le immagini di un esopianeta trovato indirettamente. Non è solo un’impressionante impresa di abilità e tecnologia. La combinazione di metodi ci ha fornito un eccellente kit di strumenti per misurare le caratteristiche dell’esopianeta. Per la prima volta, gli astronomi hanno misurato sia la luminosità che la massa di un esopianeta, il che ci ha fornito indizi su come si formano i pianeti.

Esopianeta
Il sistema Beta Pictoris. Credit: GRAVITY Collaboration / Axel M. Quetz, MPIA Graphics Department

Beta Pictoris c

L’esopianeta è Beta Pictoris c (β Pic c), un gigante gassoso in orbita attorno alla stella Beta Pictoris, “a soli” 63 anni luce di distanza dalla Terra. È una stella molto giovane, molto luminosa, di circa 23 milioni di anni; in quanto tale, è ancora circondato da molti detriti polverosi e i suoi esopianeti, ne abbiamo confermati due fino ad oggi, hanno circa 18,5 milioni di anni. β Pic c è il secondo di quei pianeti, ed è stato scoperto usando il metodo della velocità radiale (spettroscopia Doppler). Le stelle non stanno ferme mentre i pianeti gli orbitano attorno; i due corpi esercitano una spinta gravitazionale l’uno sull’altro e l’orbita si trova attorno a un centro di gravità reciproco. Quindi, osservando una stella la si vede oscillare un po’. La sua luce si allunga in lunghezze d’onda più rosse, si sposta verso il rosso, mentre si allontana, e si accorcia in lunghezze d’onda più blu, si sposta verso il blu, quando si avvicina: ciò prova la presenza di un esopianeta. Più grande è l’esopianeta, maggiore è la forza gravitazionale che esercita sulla stella.

beta pictoris
Immagine artistica del sistema di Beta Pictoris: in primo piano il pianeta b, più in lontananza, verso il disco di detriti, Beta Pictoris c. Credit: Pascal Rubini / A-M Lagrange

Beta Pictoris b (β Pic b), un gigante gassoso fino a 13 volte la massa di Giove, è stato scoperto nel 2008 tramite imaging diretto (visione diretta). Quindi, ci si aspettava che la stella oscillasse. Ma, durante lo studio dei dati osservativi rilevati nei 16 anni precedenti, un’oscillazione notata dall’astronomo Anne-Marie Lagrange dell’Osservatorio di Grenoble in Francia e dai colleghi era incoerente con β Pic b. Invece, sembrava esserci un secondo esopianeta precedentemente non rilevato: Beta Pictoris c è stato scoperto lo scorso anno.

ExoGRAVITY

Entra nella collaborazione ExoGRAVITY, un progetto che utilizza lo strumento GRAVITY sul Very Large Telescope Interferometer per visualizzare direttamente gli esopianeti. Il team di ExoGRAVITY ha ritenuto che β Pic c sarebbe un ottimo candidato per l’imaging diretto. Pochissimi esopianeti possono essere visualizzati direttamente con la nostra tecnologia attuale. Devono essere sufficientemente distanti dalla loro stella; altrimenti scompaiono nel bagliore dell’astro. I nostri metodi di rilevamento di esopianeti più affidabili funzionano meglio su stelle molto vicine. Ed è utile se l’esopianeta è piuttosto giovane, poiché tali pianeti sono ancora abbastanza caldi da emettere radiazioni termiche.

Spettroscopia Doppler
GIF che mostra come un piccolo oggetto (come un esopianeta) in orbita attorno ad uno più grande (come una stella) possa produrre cambiamenti nella posizione e nella velocità di quest’ultimo in modo che entrambi orbitino attorno al loro comune centro di massa (croce rossa). Credit: Zhatt

Come si è scoperto, β Pic c era perfetto. Quegli anni di dati sulle oscillazioni hanno fornito un eccellente profilo del movimento dell’esopianeta; il team di ExoGRAVITY, guidato dall’astronomo Mathias Nowak dell’Università di Cambridge nel Regno Unito, è stato in grado di individuare ottenere immagini dirette. I dati sulla velocità radiale sono stati utilizzati per calcolare la massa e l’orbita dell’esopianeta: circa 8,2 volte la massa di Giove e orbita attorno alla stella a 2,7 unità astronomiche (1 unità astronomica equivale alla distanza Terra-Sole ovvero 150 milioni di chilometri), con un periodo orbitale di 3,4 anni. 

Ma le immagini dirette hanno rivelato una sorpresa: β Pic c è sorprendentemente poco luminoso, sei volte meno luminoso del suo fratello, anche se i due esopianeti sono di dimensioni simili, il che suggerisce che è molto più freddo. La luminosità di β Pic c suggerisce che la sua temperatura è di circa 1.250 Kelvin, rispetto ai 1.724 Kelvin di β Pic b . Questo potrebbe essere un indizio su come si è formato l’esopianeta: nei modelli, la temperatura di un piccolo esopianeta è correlata al suo metodo di formazione.

Disco di polveri
Il disco di polvere che circonda Beta Pictoris e la posizione dei pianeti Beta Pictoris b e c. Credit: P. Rubini/AM. Lagrange

I vari modelli

Nel modello di formazione dell’instabilità del disco, parte del disco protoplanetario di polvere e gas che vortica attorno alla stella appena nata, collassa direttamente in un gigante gassoso. In questo modello, l’esopianeta non ha un nucleo solido e diventa più caldo e luminoso. Nel modello di accrescimento del nucleo, pezzi di roccia nel disco protoplanetario si uniscono, prima tramite forze elettrostatiche, poi tramite gravità, formando un corpo sempre più grande, costruendo un pianeta dal basso verso l’alto. L’esopianeta risultante ha un nucleo solido ed ha una temperatura più bassa contestualmente alla sua luminosità. Poiché β Pic c rispecchia queste ultime due caratteristiche e poiché il modello di instabilità del disco richiede che l’esopianeta si formi molto più lontano dalla sua stella ospite di quanto lo sia oggi β Pic c, il team ritiene che l’esopianeta si sia formato tramite l’accrescimento del nucleo.

Osservazioni future

È un risultato affascinante, ma c’è ancora del lavoro da fare. Non abbiamo una stima di massa affidabile per β Pic b (potrebbe essere tra 9 e 13 volte la massa di Giove). Orbita attorno alla stella a una distanza maggiore di β Pic c, il che significa che non abbiamo abbastanza dati di oscillazione per dedurre la sua massa. Il modo in cui si è formato sarà più difficile da valutare finché non saremo in grado di restringere il campo. E c’è ancora molto lavoro da fare anche su β Pic c. Il prossimo passo sarà prendere spettri dettagliati della luce emessa dall’esopianeta. Da questo, gli scienziati possono elaborare la composizione atmosferica del pianeta, una tecnica chiave nella ricerca di segni di vita.

Riferimenti:

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