Transiti di pianeti intorno ad altre stelle


L'esistenza di pianeti orbitanti intorno a stelle diverse dal Sole, per tanti anni teatro immaginario delle vicende di romanzi e film di fantascienza nonche' argomento preferito di generazioni di lettori, e' ormai provata anche dalla scienza ufficiale .

Questo campo della ricerca astronomica moderna e' recentissimo: nasce infatti solo nel 1995 con la scoperta del primo pianeta extrasolare intorno alla stella di tipo solare 51-Pegasi, ad opera degli astronomi M. Mayor e D. Queloz, e dopo meno di 10 anni conta gia' la scoperta di ben 110 pianeti extrasolari. Nel futuro, grazie soprattutto a tecniche di rivelazione sempre piu' sofisticate e precise, ci si aspettano delle sorprese.

Il transito di Venere offre l'occasione di visualizzare direttamente il metodo che finora si e' dimostrato il piu' affidabile per rivelare con certezza la presenza di pianeti intorno ad altre stelle: il Metodo dei Transiti.

Quando un pianeta transita davanti alla propria stella, infatti, ne oscura parte del disco visibile provocandone una diminuzione della luminositÓ.

Questa variazione di luminosita' puo' essere rivelata dagli astronomi che misurano, nel tempo, la quantita' di luce che arriva dalla stella.

Il grafico che riporta la luminosita' in funzione del tempo e' noto come "curva di luce".

Prima del transito, nella situazione che chiameremo "O", la luminosita' della stella ha un certo valore (dipendente dalla sua temperatura e dal suo raggio).

Quando il pianeta entra nel disco stellare, si verifica una breve fase intermedia "I" in cui la curva di luce mostra una caratteristica decadenza verso un valore finale.

Questo si mantiene costante per tutta la durata del transito ("T"), per poi attraversare una fase inversa alla fase "I" e tornare definitivamente al valore "O".

La diminuzione nella luminosita' della stella Ŕ ovviamente tanto piu' accentuata quanto maggiore e' la porzione dell'astro oscurata dal pianeta.

E' abbastanza facile calcolare gli ordini di grandezza in gioco. Infatti, la luminosita' complessiva del disco stellare e' legata alla sua area visibile: se RS e' il raggio del disco stellare ed RP quello del disco planetario in transito, in assenza di transito (condizione "O") la luminosita' sara' data da


mentre, durante il transito, essa scendera' al valore "oscurato"


avendo indicato con L0 una costante che e' la stessa nei due casi. Allora si puo' ricavare la differenza dei due,  relativa al valore "imperturbato", che e' data da


ossia e' semplicemente pari al quadrato del rapporto tra il raggio del pianeta e quello della stella.

Nel caso di Giove, ad esempio, il cui diametro e' circa 1/10 di quello del Sole, la diminuzione vista da un osservatore esterno al Sistema Solare sarebbe di circa (1/10)2=1/100. Non si tratta di una grande variazione, ma essa e' comunque rivelabile con i moderni strumenti, che possono rivelare variazioni fino a 10 volte piu' piccole.

Nel caso di Venere, la vicinanza alla Terra fa si' che il diametro apparente del pianeta sia circa 1/30 del diametro del Sole e quindi la variazione nella luminosita' totale della nostra stella sia di circa (1/30)2=1 / 900 !
Questo valore, peraltro, non riflette il vero rapporto fra l'area del disco di Venere e quella del disco solare, che e' molto piu' piccolo e che sarebbe visto come tale solo da un osservatore a grandi distanze.

Proprio la piccolezza di questi numeri ha impedito per anni di rivelare la presenza di pianeti intorno ad altre stelle e limita tuttora la loro visibilita' a pianeti di grande raggio e grande massa, paragonabili a Giove.

Purtroppo, anche per i pianeti grandi come Giove, la rivelazione diretta e accertata per mezzo del transito rimane un evento piuttosto raro e di notevole complessita'.

I motivi sono principalmente due:

  1. perche' un transito si possa osservare, e' necessario che la stella ed il pianeta siano allineati con la Terra (dove si trova l'osservatore) entro un angolo molto stretto. Nella figura a lato, solo il pianeta (1) oscura la luce della stella diretta verso la Terra, cioe' verso l'osservatore; il pianeta (2), invece, non produce mai alcun oscuramento e non e' quindi rilevabile con il metodo dei transiti.
Questo fa si' che la probabilita' che un pianeta sia scoperto con il metodo dei transiti sia piuttosto bassa (minore dell'1%). Per ovviare a questo inconveniente, sono state avviate osservazioni non di singole stelle, ma di interi ammassi stellari: in questo modo, statisticamente, si dovrebbe poter scoprire un certo numero di pianeti in transito.
  1. la variazione della luminosita' di una stella e' comunque disturbata, e talvolta simulata, da fenomeni che avvengono sulla superficie della stella, come ad esempio le macchie, che vediamo anche sul Sole.


Dei 110 pianeti extrasolari finora scoperti, solo 5 sono ascrivibili al metodo dei transiti: di questi, ben 4 sono stati visti in transito una sola volta (quindi non c'e' certezza al 100%)
mentre solo di uno si e' ormai sicuri che si tratta di un pianeta orbitante intorno alla sua stella centrale.

Si tratta del pianeta scoperto da D. Charbonneau e collaboratori nel 2000 intorno alla stella HD209458, nella costellazione di Pegaso, ad una distanza di circa 150 anni-luce dalla Terra. Nella figura a lato, si puo' vedere la curva di luce misurata nel 2000 da D. Charbonneau.
HD209458 (il cui nome esprime semplicemente la posizione numero 209458 del catalogo Henry Draper) e' una stella molto simile al Sole, con una massa ed un diametro appena maggiori (rispettivamente del 105% e del 115%).
Il pianeta che gli orbita intorno, battezzato HD209458b, ha una massa inferiore a quella di Giove (69%) ed un raggio superiore (135%), ed esegue una rivoluzione intorno alla stella ogni poco piu' di 3 giorni e mezzo, ad una distanza di appena 7 milioni di Km.
Ogni transito dura circa 3 ore.

L'esatta conoscenza di quando si verifichera' un transito permette agli astronomi di osservarlo in condizioni ottimali e raffinare cosi' le conoscenze su questo pianeta. E' stata gia' effettuata una prima analisi della sua atmosfera, che ha messo in evidenza una notevole presenza di Sodio, e sono previste osservazioni volte alla ricerca di acqua e composti del carbonio.


Il metodo dei transiti, dunque, e' molto potente, ma la sua limitatezza sta nell'eccezionalita' delle condizioni osservative. Nella stragrande maggioranza dei casi, i pianeti extrasolari finora conosciuti sono stati scoperti con metodi spettroscopici.
Quando un pianeta orbita intorno alla sua stella centrale, infatti, quest'ultima non rimane ferma: la stella ed il pianeta, invece, si muovono entrambi intorno al baricentro del sistema. Per un osservatore in posizione fissa, la stella appare eseguire un moto oscillatorio, con una velocita' massima che e' tanto piu' grande quanto maggiore e' la massa del pianeta rispetto a quella della stella, e quanto minore e' la distanza tra i due. L'osservatore puo' rivelare questo movimento della stella grazie all'effetto Doppler, che si manifesta sulla luce emessa dall'astro.

I moderni spettrografi, montati ai grandi telescopi attuali, permettono di rivelare le velocita' di spostamento delle stelle con un errore inferiore a 1 m/s. Per renderci conto dei numeri in gioco, basti pensare che il moto di rivoluzione di Giove intorno al Sole produce uno spostamento di quest'ultimo con una velocita' di ben 12 m/s. Dunque, le velocita' in gioco sono ben rivelabili, tenuto conto anche della massa dei pianeti extrasolari finora rivelati (superiore a quella di Giove) e soprattutto della distanza dalla stella centrale (molto inferiore alla distanza Sole-Giove).

Ovviamente anche le misure spettroscopiche sono fortemente influenzate dai fenomeni che avvengono sulla superficie della stella in esame: non solo le macchie, come detto sopra, ma anche i campi magnetici, le oscillazioni (una sorta di "terremoti" che avvengono in continuazione sulla stella) e numerosi altri fenomeni fisici producono grossi disturbi che talvolta simulano, molto spesso mascherano, la presenza di un pianeta orbitante. E' allora necessario supportare le misure spettroscopiche con altre misure espressamente dedicate a distinguere gli effetti di questi fenomeni da quelli planetari.

Un simile programma e' in corso proprio presso l'INAF-Osservatorio Astronomico di Teramo, nell'ambito di un progetto internazionale coordinato dal Prof. R. Gratton dell'INAF-Osservatorio Astronomico di Padova. La ricerca dei pianeti extrasolari viene effettuata spettroscopicamente per mezzo dello Spettrografo ad alta risoluzione SARG, montato al Telescopio Nazionale Galileo da 3.6 m .
All'INAF-Osservatorio Astronomico di Teramo vengono effettuate delle osservazioni fotometriche di supporto, per il monitoraggio dell'attivita' stellare e per la determinazione di alcuni parametri stellari fondamentali, come la temperatura superficiale, necessari per una corretta interpretazione dei dati spettroscopici in termini di pianeti orbitanti.

Sempre dell'INAF-Osservatorio Astronomico di Teramo e' la proposta di studiare i pianeti in transito, per tutta la durata della loro orbita, a lunghezze d'onda nel medio infrarosso. E' stato infatti osservato come, a queste lunghezze d'onda, per stelle di tipo M (le piu' diffuse nella nostra galassia: si stima che costituiscano circa l'80% del contenuto stellare), pianeta e stella abbiano luminosita' paragonabili, per cui la variazione di luminosita' sarebbe associata non solo al passaggio del pianeta davanti alla stella (transito), ma anche dietro di essa (occultazione), come nella figura sottostante.



Il metodo proposto, chiamato TOM (Transit-Occultation Method) permetterebbe di ricavare importanti informazioni sulle proprieta' del pianeta senza ricorrere alle misure spettroscopiche e sarebbe inoltre meno soggetto ai disturbi causati dai fenomeni di attivita' superficiale della stella.

Esso richiede pero' osservazioni di una certa precisione a lunghezze d'onda che non si ottengono facilmente da un luogo qualsiasi: per questo il TOM e' stato proposto come obiettivo scientifico per il Progetto AMICA (Antarctic Mid Infrared CAmera), che vede l'INAF-Osservatorio Astronomico di Teramo impegnato nella costruzione di uno strumento infrarosso per osservazioni dalla Base di Dome-C in Antartide.




Ultimo aggiornamento: 31 Maggio 2004
Mauro Dolci , INAF-OACT