Cercare pianeti extrasolari attorno a una stella diversa dal Sole è come pensare di individuare un granellino di sabbia di fronte a un’arancia a migliaia di chilometri di distanza. I pianeti, infatti, sono piccoli, poco luminosi e riflettono la luce della loro stella. Vi sono diversi metodi per rilevare esopianeti, alcuni dei quali diretti (Parte 1) nel senso che si può riuscire a isolare il segnale proveniente dal pianeta stesso. Altri metodi invece si dicono indiretti (Parte 2) che permettono , cioè di rilevare la presenza di esopianeti dall'effetto che essi hanno sulla stella ospite.

1. I METODI PER RILEVARE I PIANETI
EXTRASOLARI - Parte 1

2. L’osservazione dei pianeti extrasolari pone sfide molto ardue. Infatti, quello che si vuole osservare è
un corpo piccolissimo rispetto alla stella attorno a cui orbita.
Se immaginassimo di schiacciare il Sole, che ha un diametro di 1 392 000 chilometri, fino a farlo
diventare un’arancia di 10 centimetri, in questa scala la Terra diventerebbe un granellino di sabbia
di 1 millimetro di diametro posta ad una distanza di 10 metri dall’arancia-Sole.
La Luna diventerebbe ancora più insignificante della Terra; Giove sarebbe una pallina da calcetto
di un centimetro di diametro posto a 50 metri di distanza dal Sole. Nettuno, l’ultimo pianeta del
nostro Sistema Solare, avrebbe una dimensione di 3,2 millimetri a 300 metri di distanza dalla stella.
Quindi, cercare pianeti extrasolari attorno a una stella diversa dal Sole e’ come pensare di
individuare un granellino di sabbia di fronte a un’arancia a migliaia di chilometri di distanza.
LA DIFFICOLTA’ NEL TROVARE PIANETI ATTORNO AD ALTRE STELLE

3. I pianeti extrasolari sono piccoli, poco luminosi e riflettono la luce della loro stella. In più sono
prospetticamente a lei vicini.
LA DIFFICOLTÀ NEL TROVARE PIANETI ATTORNO AD ALTRE STELLE
L’immagine diretta (o direct imaging) permette di avere in una sola osservazione, se il campo di
vista dello strumento è grande abbastanza, l’immagine del sistema planetario. La situazione in
realtà sembra semplice, ma non lo è affatto ed a complicarla sono due cose fondamentali: la
risoluzione angolare del telescopio ed il contrasto di luminosità fra la stella e il pianeta.
La risoluzione angolare del telescopio è legata alla
distanza della stella che vogliamo osservare, a
quanto è prossimo ad essa il compagno di piccola
massa che vogliamo rilevare e al telescopio che
abbiamo a disposizione per l’osservazione.

4. LA DIFFICOLTÀ NEL TROVARE PIANETI ATTORNO AD ALTRE STELLE
Il contrasto di luminosità tra la stella ed il compagno
può essere dell’ordine di 10-6 per pianeti giganti con
luminosità propria cioè pianeti giovani che sono
ancora nella fase di contrazione gravitazionale e
all’inizio della sequenza di raffreddamento, ma può
arrivare a valori più bassi come 10-8, 10-9 per pianeti
freddi che ormai riflettono solo la luminosità della
stella.
Osservare un pianeta delle dimensioni di Giove ad una distanza di 5 UA (quanto lo e’ Giove nel
nostro Sistema Solare) attorno ad una stella lontana 32 anni-luce, e’ possibile solo per grandi
telescopi (8-10 m) una volta superato il problema del seeing atmosferico che allarga la
distribuzione dei fotoni della luce incidente sul piano focale del telescopio.
Esiste una soluzione a questo problema del seeing che è l’uso di moduli di ottica adattiva che
correggono il fronte d’onda riportando l’immagine della stella a dimensioni molto vicine a quelle
dell’immagine di diffrazione.
Inoltre, bisogna tener conto della grande diversità di
emissione di energia luminosa tra il pianeta e la
stella, detto contrasto di luminosità.

5. DIRECT IMAGING: SISTEMA PLANETARIO 2M1207
Il problema e la sfida dell’immagine diretta è superare i limiti imposti da queste problematiche
trovando tecniche che non solo permettano di sfruttare la risoluzione angolare dello strumento
(moduli di ottica adattiva), ma anche di ridurre l’influenza dell’intensità del picco di luminosità
dell’immagine della stella (coronografia) e di rimuovere o controllare le fonti di rumore in modo da
riuscire a visualizzare le zone più vicine alla stella stessa, senza però cancellare il segnale del
compagno.
In questo l’uso di coronografi permette di ridurre il picco di luminosità dell’immagine stellare.
Nell’aprile 2004 attorno a questa stella è stato scoperto
un pianeta, denominato 2M1207 b, grazie al Very Large
Telescope (VLT) all’Osservatorio Paranal in Cile e
confermato successivamente da immagini dell’Hubble
Space Telescope, oltre che da ulteriori immagini del VLT.
Il punto color magenta è il pianeta extrasolare, di massa
pari a ben 5 volte quella di Giove a una distanza dalla
sua stella madre di circa 55 UA, circa la distanza massima
di Plutone dal Sole nel nostro Sistema Solare.

6. IMMAGINE DIRETTA: KEPLER-70 b e c
Kepler-70 e’ uno dei due sistemi planetari multipli (ossia formato da più di una stella) osservato con
l’immagine diretta.
E’ formato da due Super-Terre orbitanti una stella che ha superato la fase di gigante rossa.
Scoperti entrambe nel 2011, Kepler-70 b ha una massa pari a 0,014 volte la massa di Giove e raggio
0,07 quello gioviano. Impiega 0,2 giorni per descrivere un'orbita attorno alla stella.
Kepler-70c ha una massa più piccola, pari a 0,0021 masse gioviane anche se raggio confrontabile
con l’altro pianeta.
Orbita in 0,3 giorni.

7. Il sistema planetario HR 8799 è
stato il primo sistema di
quattro pianeti e anche
l’unico (almeno fino ad oggi)
scoperto col “metodo
diretto”.
Per alcuni di questi pianeti
(indicati con le lettere b, c, d,
e) è stato possibile calcolare il
periodo orbitale in anni
terrestri (indicati con la parola
year e abbreviata in yr,
dall’inglese): HR 8799 b orbita
in 460 anni attorno alla stella,
HR 8799 c in 190 anni e HR
8799 d in 100 anni. Il periodo
orbitale di HR 8799 e non è
noto.
IMMAGINE DIRETTA: HR 8799 b, c, d, e

8. I tre pianeti più esterni del sistema planetario HR 8799, indicati con le lettere b, c, d, sono stati scoperti
insieme nel 2008 mentre il quarto, più interno e indicato dalla lettera e, è stato scoperto
successivamente, nel 2009 (si veda la freccia).

9. CONFRONTO TRA IL NOSTRO SISTEMA SOLARE (IN ALTO) E QUELLO DI HR 8799 (SOTTO). Le distanze
sono indicate in AU, unità astronomica, che rappresenta l’unità di misura standard per le distanze
planetarie, pari a circa 150 milioni di chilometri: la distanza media Terra-Sole.

10. I primi tre pianeti sono indicati con le lettere b, c, d (la lettera “a” viene riservata alla
stella): come si osserva, la classificazione parte dal pianeta più esterno e si va verso
l’interno del sistema, dove si incontra il quarto pianeta scoperto, quello meno luminoso,
indicato con la lettera “e”.
IL SISTEMA PLANETARIO HR 8799

11. Caratteristiche dei pianeti:
HR 8799 b distanza dal Sole: 68 UA, massa: 7 masse gioviane
HR 8799 c distanza dal Sole: 43 UA, massa: 10 masse gioviane
HR 8799 d distanza dal Sole: 27 UA, massa: 10 masse gioviane
HR 8799 e distanza dal Sole: 14,5 UA, massa: 9 masse gioviane
1 UA è la distanza della Terra dal Sole, pari a circa 150 milioni di chilometri.

12. La stella HR 8799 è circa 1,5 volte le dimensioni del
nostro Sole e cinque volte più luminoso. Ha un’età di 30
milioni di anni, quindi è estremamente giovane.
Il sistema si trova a 130 anni-luce di distanza dalla Terra.

13. Fino ad oggi sono stati osservati con il metodo dell’immagine diretta meno
del 3 percento dei pianeti extrasolari scoperti e solo in due casi sono stati
osservati sistemi multipli: Kepler 70 (b e c) e HR8799 (b, c, d ed e).

14. I METODI PER RILEVARE I PIANETI EXTRASOLARI – PARTE 1
IL TEAM:
GAPS SCIENCE TEAM
SABRINA MASIERO, INAF - OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA E FGG-TELESCOPIO
NAZIONALE GALILEO
CATERINA BOCCATO, INAF - OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA
RICCARDO CLAUDI, INAF- OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA
GLORIA ANDREUZZI, FGG-TELESCOIPIO NAZIONALAE GALILEO E INAF – OSSERVATORIO
ASTRONOMICO DI ROMA
EMILIO MOLINARI (DIRETTORE DEL TNG), FGG – TELESCOPIO NAZIONALE GALILEO E INAF – IAFS,
MILANO

15. Fonti:
Claudi R., Alcalá J.M., Covino E., Desidera S., Gratton R., Marzari F., Piotto G., Tomasella L., La ricerca di pianeti
extrasolari, allegato al n. 28-aprile 2005 di Le Stelle
G. Chauvin, A.-M. Lagrange, C. Dumas, B. Zuckerman, D. Mouillet, I. Song, J.-L. Beuzit e P. Lowrance, A giant
planet candidate near a young brown dwarf, A&A 425, L29-L32 (2004),
http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2004/38/aagg222/aagg222.html
Immagini:
diapositiva1: American Museum of Natural History, California Institute of Technology e John Hopkins University
diapositiva 2 : rappresentazione artistica di un sistema planetario,
http://futurefunk.files.wordpress.com/2010/08/big-planet-zoom.jpg
diapositiva 3 e 4: Rappresentazione artistica di un sistema planetario. Crediti: NASA/JPL/Caltech
diapositiva 5: ESO - http://www.eso.org/public/images/26a_big-vlt/
diapositiva 6: Rappresentazione artistica di Kepler-62f. Crediti: NASA/JPL/Caltech.
diapositiva 7: sistema HD 8799 - NASA, ESA, and A. Feild (STScI). Science Credit: NASA, ESA, and R. Soummer
(STScI)
diapositiva 8: : Christian Marois,B. Zuckerman,Quinn M. Konopacky,Bruce Macintosh& Travis Barman, Nature 468,
1080–1083 (23 December 2010) doi:10.1038/nature09684,
http://www.nature.com/nature/journal/v468/n7327/fig_tab/nature09684_F4.html
diapositiva 9: Christian Marois,B. Zuckerman,Quinn M. Konopacky,Bruce Macintosh& Travis Barman, Nature 468,
1080–1083 (23 December 2010) doi:10.1038/nature09684,
http://www.nature.com/nature/journal/v468/n7327/fig_tab/nature09684_F4.html
diapositiva 10 : sistema HD 8799, NASA, ESA, and A. Feild (STScI). Science Credit: NASA, ESA, and R. Soummer
(STScI)
diapositive 11 e 12 : Lynette Cook / Gemini Observatory
diapositiva 13: rappresentazione artistica di Kepler 16-b, NASA