Capitolo 1 INTRODUZIONE

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1 Capitolo 1 INTRODUZIONE Ipotei fantaioe di altri mondi diveri dal notro, magari abitati da creature eotiche, ono tate una parte integrante della notra toria e cultura. I grandi della civiltà claica, come Democrito ( a. C.) ed Epicuro ( a. C.) e i filoofi e teologi medievali, quali Alberto Magno ( ) e Giordano Bruno ( ) immaginarono che potremmo non eere oli nell Univero. Queti grandi penatori eguivano un antica tradizione filoofica e teologica, ma le loro idee, per quanto intereanti poano embrare, non erano baate u neuna evidenza perimentale e oervativa. A quanto i a, il primo cacciatore di pianeti extraolari fu Chritiaan Huygen, nel Seicento. Ma i tre ecoli ucceivi videro olo fali allarmi, peranze infrante e coperte mancate. Si dovette arrivare al 1988 perché i regitraero i primi progrei: alcune rilevazioni di Gordon A.H. Walker e dei uoi collaboratori all Univerità della Britih Columbia uggerivano la preenza di mae planetarie in orbita attorno a divere telle vicine. Gordon e colleghi, però, furono etremamente cauti e affermarono che quella dei pianeti in orbita era olo una delle poibili interpretazioni dei dati. In pochi preero in coniderazione i loro tudi. Un anno più tardi, David W. Latham dello Harvard Smithonian Center for Atrophyic e quattro uoi collaboratori trovarono forti indizi di quello che poteva eere un pianeta in orbita attorno a una tella poco conociuta, denominata HD Dato che il pianeta di Latham aveva una maa pari ad almeno 10 volte quella di Giove, gli atronomi ipotizzavano che i trattae di una nana bruna, o di una tella ordinaria ma di maa molto piccola; e coì anche queta notizia non finì ulle prime pagine.

2 Nel 1992 Alexander Wolzczan della Pennylvania State Univerity e Dale A. Frail del National Radio Atronomy Obervatory uarono un metodo per miurazioni temporali molto accurate e coprirono due pianeti di maa imile a quella della Terra in orbita attorno alla pular PSR A quanto pare, queti mondi bizzarri i erano formati da un dico di detriti reidui dell eploione della upernova che dette origine alla pular. Fore queto trano cenario piega perché furono in pochiimi a ritenere che foe tato coperto un vero analogo del notro itema olare; eppure la coperta di queti due mondi lontani fu il primo indizio del fatto che la formazione planetaria è un proceo ordinario. Poi, nel 1995, due atronomi vizzeri, Michel Mayor e Didier Queloz dell Oervatorio di Ginevra, tupirono il mondo quando individuarono un pianeta che ha una maa pari a circa 150 volte quella della Terra e compie un orbita completa in olo 4,2 giorni terreti in orbita attorno a 51 Pegai, una tella vicina non molto divera dal Sole. Quando fu dato l annuncio nel coro di un convegno cientifico a Firenze, le reazioni furono per lo più di incredulità. Un pianeta con un periodo orbitale coì breve deve trovari molto vicino alla tella attorno a cui orbita, all incirca un venteimo della ditanza tra la Terra e il Sole. Nel 1995 tutti ritenevano che i pianeti di grande maa doveero trovari molto più perifericamente. Come era poibile che l oggetto appena coperto, denominato 51 Peg b, poteero anche olo opravvivere? Nel giro di pochi giorni altri atronomi verificarono le oervazioni di Mayor e Queloz e vari gruppi di atrofiici ottopoero a tet i modelli al calcolatore di queto Giove caldo. Molti furono orprei quando i calcoli motrarono che un pianeta come 51 Peg b poteva facilmente opportare l intena radiazione tellare e che avrebbe preumibilmente pero olo una frazione tracurabile della propria maa nel coro dei uoi miliardi di anni di eitenza. 2

3 La coperta di queto oggetto coì trano e imprevito diede vita a un nuovo rivoluzionario ettore dell atronomia: lo tudio di itemi planetari alieni. La ricerca dei pianeti extraolari è coniderata importante per tre ragioni principali: 1. Tetare la notra attuale comprenione ulla formazione dei itemi (extra)olari. 2. Coadiuvare la ricerca della vita extraterretre. 3. Fornire una viione complementare agli tudi delle nane brune e delle telle di piccola maa. Attualmente gli atronomi hanno coperto più di 260 mondi extraolari, che compongono itemi planetari di tupefacente varietà. La recente individuazione di pianeti di maa 5 volte quella della Terra dimotra che gli eopianeti di piccola maa eitono. Tale eploione nella cienza dei pianeti extraolari è dovuta principalmente allo viluppo di tecniche per l individuazione degli eopianeti e all elaborazione di modelli che piegano le inapettate caratteritiche motrate da queti oggetti. 3

4 Capitolo 2 METODI DI INDIVIDUAZIONE I pianeti extraolari ono incredibilmente difficili da rivelare. Ciò è dovuto al fatto che ei non brillano di luce propria, ma di luce riflea della tella attorno a cui orbitano. Di coneguenza, ono molto meno luminoi della propria tella madre (nel cao di Giove, per eempio, di un fattore ). Pertanto, per trovare gli eopianeti i utilizzano principalmente metodi indiretti. Le cinque principali tecniche uate attualmente ono: 1. Spettrocopia Doppler 2. Atrometria 3. Fotometria di tranito 4. Microlenti gravitazionali 5. Pular timing Queti metodi i baano ul fatto che un pianeta eercita una piccola influenza ulla tella opitante mentre i muove lungo la propria orbita. Oervando i cambiamenti nella tella madre, i può dedurre la ua eitenza. Dato che i cambiamenti diventano maggiori man mano che il pianeta ha valori crecenti della maa, è più emplice rivelare pianeti gioviani che pianeti terretri. 4

5 Tabella 2.1: Quantità bae dei pianeti. Sole Giove Terra HD b Maa (kg) M V (mag) Raggio (km) P (giorni) Semiae maggiore (UA) Semiampiezza VR del moto rifleo (m/) Semiae maggiore proiettato a 10 pc (ma) Contrato Profondità del tranito nella curva di luce (%)

6 2.1 Velocità radiale Iniziando con la coperta di un pianeta attorno alla tella 51 Pegai, il metodo della velocità radiale (VR), o della pettrocopia Doppler, i è motrato ino ad oggi il più affermato nella ricerca dei pianeti extraolari. La maggior parte degli eopianeti conociuti ono tati in effetti coperti e confermati miurando la variazione della VR della tella lungo la ua orbita attorno al baricentro del itema tella-pianeta. (Figure 2.1 e 2.2). Figura 2.1: Vita chematica della variazione della lunghezza d onda della luce di una tella per effetto di un pianeta in orbita coì come vita da Terra. La tella i muove attorno al centro di maa del itema planetario e il uo pettro appare potato vero il blu quando i avvicina all oervatore e vero il roo quando e ne allontana. La tella compie una piccola orbita circolare di raggio a M p = ap con M un periodo pari al periodo orbitale P del pianeta. Ciò determina le perturbazioni di tre quantità oervabili della tella: la velocità radiale viene 6

7 perturbata di 2π a δ VR =, la poizione angolare di P tempo d arrivo del egnale di c velocità della luce. a c a D δα = e il δ T =, con D ditanza tella-oervatore e Figura 2.2: Parametri orbitali di un itema tella-pianeta. La tella di maa M e il pianeta p di maa M p ono in orbita circolare attorno al centro di maa cm del itema. I raggi orbitali ono a per la tella e a p per il pianeta. L angolo i tra la normale al piano orbitale e la direzione di vita è l angolo d inclinazione orbitale. La velocità radiale V della tella miurata lungo la direzione di vita dipende dal eno dell angolo d inclinazione orbitale (da Alono 2006). Le preciioni tipiche richiete per la miura della VR, al fine di rilevare eopianeti, poono eere ottenute dalla Tabella 2.1. Le emiampiezze delle curve delle VR ono ~ m/ per i pianeti gioviani caldi ( Hot Jupiter ) (come 51 Peg b, Figura 2.3), pochi m/ per pianeti imili a Giove che percorrano orbite ampie e qualche cm/ per pianeti imili alla Terra. 7