Categoria: Astronomia

Come ti calcolo le proprietà di un esopianeta, la massa (metodo radiale)

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metodo dopplerI metodi per l’individuazione degli esopianeti sono sostanzialmente due: il metodo dei transiti, cioè quello analizzato fin qui nelle scorse puntate e usato dal celebre telescopio spaziale Kepler, e il metodo delle velocità radiali, che consiste nell’individuare lievi spostamenti doppler periodici nelle linee spettrali di una stella provocati dalla presenza di uno o più pianeti in orbita.
I vantaggi di questo metodo sono che attraverso il metodo delle velocità radiali è possibile avere una stima molto più precisa delle velocità orbitali, tant’è che è – per ora – l’unico metodo abbastanza affidabile che consente di ottenere una stima della massa di un esopianeta.
Come il precedente, anche questo approccio per trovare la massa di un pianeta extrasolare è legato alla legge fisica chiamata la conservazione della quantità di moto 1. La legge di conservazione del momento dice che in ogni sistema chiuso (cioè, un sistema in cui le forze esterne sono trascurabili), la quantità di moto totale di tutti gli oggetti del sistema non può cambiare. Pertanto, quando gli oggetti all’interno di un sistema chiuso interagiscono uno con l’altro, la quantità di moto di un singolo oggetto può anche cambiare, ma la quantità di moto totale di tutti gli oggetti all’interno del sistema deve rimanere costante.
Per questo si può scrivere legittimamente la relazione p★=pp 2,ovvero:
m★v★=mpvp
Da qui ne consegue che si può scrivere anche:
mp=m★v★vp

La massa della stella si ottiene come al solito dalla relazione temperatura/luminosità ricavabile dal diagramma di Hertzsprung-Russell che consente di risalire alla massa della stella 3.
Purtroppo l’equazione qui sopra chiede la velocità orbitale del pianeta mentre attraverso la periodicità dello spostamento spettrale (V. figura in alto) restituisce il periodo orbitale del pianeta Pp attorno al centro di massa del sistema. Ma semplificando la Terza legge di Keplero per la Legge di Gravitazione di Newton si può scrivere che:
P2p=a3pM★
dove appunto ap è il semiasse maggiore dell’orbita del pianeta. Assumendo come nel caso scorso che sia un’orbita perfettamente circolare, si può dire anche che ap è uguale al raggio dell’orbita, pertanto la circonferenza orbitale è pari a ap⋅2π, mentre la velocità orbitale non è altro che questa distanza diviso per il suo periodo Pp:
vp=2πapPp
ecco la nostra velocità orbitale del pianeta e di conseguenza la sua massa!

equazione

Note:

 

Come ti calcolo le proprietà di un esopianeta, la massa

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Nella prima parte ho dimostrato come si possono ottenere con dei semplici calcoli alcune proprietà di un ipotetico pianeta in orbita ad una stella remota. La parte più difficile è però calcolare la massa dell’esopianeta, una sfida difficile ma ricca di soddisfazioni.

Credit: Il Poliedrico.

Credit: Il Poliedrico.

La Seconda Legge del Moto di Newton e la Legge di Gravitazione Universale mostrano che esiste un elegante rapporto tra il semiasse maggiore dell’orbita e il periodo di rivoluzione di un qualsiasi pianeta.
Di conseguenza, conoscendo esattamente il periodo orbitale e la distanza che divide un pianeta dal suo centro di massa con la stella a cui appartiene è possibile estrapolarne la massa:
P2a3=4π2G(M★+Mp)

Pertanto osservando le leggi universali del moto e della gravitazione di Newton potrebbe sembrare che sia abbastanza semplice estrapolare la massa di un esopianeta 1; quello che occorre è la conoscenza più accurata possibile degli elementi orbitali dell’esopianeta.
La distanza prospettica tra la proiezione della corda di transito e la corda del massimo transito è descritta matematicamente come $b=a \hspace{2} cos(i)$, dove $a$ è il raggio dell’orbita del pianeta, assumendo per assurdo che l’orbita dell’esopianeta osservato sia perfettamente circolare ($\varepsilon =0$ e velocità orbitale costante). Osservando la figura qui sotto si nota che il cateto $l$ opposto all’ipotenusa $R_{\bigstar}+R_{p}$ e pari alla metà del percorso del pianeta davanti alla sua stella, lo si può scrivere come :
\begin{equation} l=\sqrt{\left( R_{\bigstar} + R_{p}\right)^2 – b^2} \end{equation}.

Pertanto il percorso osservato del’esopianeta (A -> B) sul disco stellare è pari a 2$l$.
Osservando la figura all’inizio è evidente che l’esopianeta mentre transita davanti alla stella muovendosi tra A a  B  compie un angolo (espresso in radianti) $\alpha$ dove il centro è il centro di massa del sistema 2.
Così si ha per il triangolo $\overline{AB}$ e il centro di massa, la durata visibile del transito:
\begin{equation} sin \left( \frac{\alpha}{2}\right)=\frac{l}{a} \end{equation}\rightarrow\begin{equation} D_{transito}= P\frac{\alpha}{2\pi}=\frac{P}{\pi}sin^{-1} \left(\frac{l}{a}\right)=\frac{P}{\pi}sin^{-1} \left(\frac{\sqrt{\left( R_{\bigstar} + R_{p}\right)^2 – b^2 }}{a}\right) \end{equation}

Per procedere oltre, occorre stimare la durata massima del transito, come se si osservasse il piano orbitale  proprio di taglio, quando il pianeta cioè attraversa la stella sul suo equatore. Infatti la durata del transito osservato è generalmente minore rispetto a quella massima possibile che si avrebbe solo quando il piano planetario è parallelo all’osservatore, data la casualità dei piani planetari delle altre stelle rispetto all’osservatore.

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Come è possibile osservare nella figura qui sopra la proiezione del pianeta sul disco stellare è falsata dall’angolo $i$, inteso come l’angolo compreso tra la linea di vista e il piano orbitale effettivo dell’esopianeta ($i$=90° se il piano orbitale è sulla stessa linea di vista). Conoscere l’ampiezza dell’angolo $i$ restituisce l’idea di come è pertanto posizionato nello spazio il sistema planetario extrasolare rispetto all’osservatore. Quindi in realtà la durata del transito osservata sarà pari a $D_{transito}= D_{max} \cdot sin(i)$. Ma non solo, come è possibile osservare nella simulazione qui a fianco,  lo sviluppo del transito su una corda diversa dalla corda massima (il diametro) influenza anche la curva di transito osservata, accorciando il periodo del picco minimo osservabile e stirando i periodi parziali [cite]http://arxiv.org/abs/astro-ph/0210099[/cite].
Adesso la durata massima del transito si può descrivere matematicamente come:
\begin{equation} \frac{P\frac{\alpha}{2\pi}}{sin \left (i \right)} \end{equation}

perché la lunghezza della corda di transito è falsata (e quindi minore) rispetto alla corda massima disponibile dal $sin(i)$.
Quindi applicando la legge dell’anno siderale di Gauss  si scopre che:
\begin{equation} \frac{2\pi}{k}=D_{max}\frac{2\pi}{\alpha} \end{equation}\rightarrow
\begin{equation} \alpha / D_{max}=k \end{equation}

Il periodo orbitale rilevato dalla frequenza dei transiti restituisce la durata dell’anno siderale reale, ovvero quello che è prodotto con il contributo delle due masse, quella stellare e quella planetaria. Viceversa l’anno gaussiano del pianeta tiene conto solo della massa della stella. La differenza tra i due diversi periodi restituisce il contributo dovuto alla sola massa del pianeta.

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Il Telescopio nazionale Galileo – Credit: Sabrina Masiero[/fancybox]

La tecnologia osservativa attuale basata sui transiti non è ancora così precisa da consentire di rilevare differenze così piccole 3. Diversa storia invece per l’analisi spettrografica che consente con molta maggiore accuratezza di risolvere le velocità relative del sistema esoplanetario; per ora rimane infatti il solo modo per stabilire con sufficiente approssimazione la massa di un pianeta extrasolare.
Per questo strumenti spettroscopici di grandissima risoluzione sono ospitati nei maggiori complessi astronomici del mondo. Due di questi, gli HARPS sono ospitati in strutture europee: l’HARPS è ospitato presso l’Osservatorio di La Silla, in Cile sul telescopio da 3,6 metri dell’ESO fin dal 2002. L’altro, l’HARPS-N, è stato montato nel 2012 sul Telescopio Nazionale Galileo, all’Osservatorio del Roque de Los Muchachos nell’isola di La Palma, alle Canarie.
Il metodo delle velocità radiali rilevate spettroscopicamente  è molto simile a quello che qui è descritto, solo che è molto più efficace grazie a questa nuova classe di spettroscopi ultra precisi a cui gli HARPS appartengono. Se adesso è possibile fare una stima della massa ad un esopianeta lo si deve ad essi.

Note:

Come ti calcolo le proprietà di un esopianeta (prima parte)

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La scoperta di un enorme numero dei pianeti extrasolari in questi ultimi vent’anni ha sicuramente rivoluzionato l’idea di Cosmo. A giugno di quest’anno erano oltre 1100 i pianeti extrasolari scoperti e accertati nel catalogo di exoplanet.eu, facendo stimare, con le opportune cautele dovute a ogni dato statistico, a circa 60 miliardi di pianeti potenzialmente compatibili con la vita. Questo impressionante numero però non deve far credere immediatamente che 60 miliardi di mondi siano abitabili; Venere, che dimensionalmente è molto simile alla Terra, è totalmente incompatibile con la vita terrestre che, probabilmente, si troverebbe più a suo agio su Marte nonostante questo sia totalmente ricoperto da perossidi, continuamente esposto agli ultravioletti del Sole e molto più piccolo del nostro globo.

In concreto come si fa a calcolare i parametri fisici di un pianeta extrasolare? Prendiamo l’esempio più facile, quello dei transiti. Questo è il metodo usato dal satellite della NASA Kepler, che però soffre dell’handicap geometrico del piano planetario che deve giacere sulla stessa linea di vista della stella,o quasi. Ipotizziamo di stare osservando una debole stellina di 11a magnitudine, che però lo spettro indica come una K7:

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diagramma di luce

La distanza

La tabella di Morgan-Keenan suggerisce per questo tipo di stella una massa di 0,6 masse solari,  una temperatura superficiale di appena 4000 K. e un raggio pari a 0,72 volte quello del Sole. Analizzando invece questo ipotetico diagramma del flusso di luce 1 proveniente dalla stella, appare evidente  la periodicità dell’affievolimento (qui esagerato) della sua luce.
Un periodo pari a 76,86 giorni terrestri, un classico evento tipico anche di una semplice binaria ad eclisse per esempio, solo molto più veloce. Un semplice calcolo consente di trasformare il periodo espresso qui in giorni in anni (o frazioni di esso). Pertanto il suo periodo rispetto agli anni terrestri è $76,86/365,25= 0,2104$. A questo punto è sufficiente applicare la terza Legge di Keplero per ottenere la distanza del pianeta dalla sua stella espresso in unità astronomiche:

\begin{equation} D_{UA}^3=P_y^2\cdot M_{\bigstar}= \sqrt[3]{0,2104^2 \cdot 0,.6}= 0,2983 \end{equation} Quindi l’esopianeta scoperto ha un periodo orbitale di soli 76,86 giorni e orbita a una distanza media di sole 0,2368 unità astronomiche dalla stella, ossia a poco più di 44.6 milioni di chilometri dalla stella. Una volta scoperto quanto dista il pianeta dalla stella è facile anche calcolare la temperatura di equilibrio del pianeta, per vedere se esso può – in linea di massima – essere in grado di sostenere l’acqua allo stato liquido.

La temperatura di equilibrio

\begin{equation}\frac{\pi R_p^2}{4\pi d^2} = \left ( \frac{R_p}{2d}\right )^2\end{equation} L’energia intercettata da un pianeta di raggio $R_p$ in orbita alla sua stella  a una distanza $d$

Per comodità di calcolo possiamo considerare una stella come un perfetto corpo nero ideale. La sua luminosità è perciò dettata dall’equazione: $L_{\bigstar}=4\pi R_{\bigstar}^2\sigma T_{\bigstar}^4$, dove $\sigma$ è la  costante di Stefan-Boltzmann che vale  $5,67 \cdot{10^{-8}} W/m^2 K^4$). Qualsiasi pianeta di raggio $R_p$ che orbiti a distanza $d$ dalla stella cattura soltanto  l’energia intercettata pari alla sua sezione trasversale $\pi R_p^2$ per unità di tempo e  divisa per l’area della sfera alla distanza $d$ dalla sorgente. Pertanto si può stabilire che l’energia intercettata per unità di tempo dal pianeta è descritta dall’equazione: \begin{equation} 4\pi R_{\bigstar}^2\sigma T_{\bigstar}^4\times \left ( \frac{R_p}{2d}\right )^2 \end{equation}

Ovviamente questo potrebbe essere vero se il pianeta assorbisse tutta l’energia incidente, cosa che per fortuna così non è, e riflette nello spazio parte di questa energia. Questa frazione si chiama albedo ed è generalmente indicata con la lettera $A$. Quindi la precedente formula va corretta così: \begin{equation} \left ( 1-A \right ) \times 4\pi R_{\bigstar}^2\sigma T_{\bigstar}^4\times \left ( \frac{R_p}{2d}\right )^2 \end{equation}

Il pianeta (se questo fosse privo idealmente di una qualsiasi atmosfera) si trova così in uno stato di sostanziale equilibrio termico tra l’energia ricevuta, quella riflessa dall’albedo e la sua temperatura. L’energia espressa dal pianeta si può descrivere matematicamente così: $L_{p}= 4\pi R_{p}^2\sigma T_{p}^4$ e, anche qui per comodità  di calcolo, si può considerare questa emissione come quella di un qualsiasi corpo nero alla temperatura $T_p$. Pertanto la temperatura di equilibrio è: \begin{equation}

4\pi R_{p}^2\sigma T_{p}^4 =\left ( 1-A \right ) \times 4\pi R_{\bigstar}^2\sigma T_{\bigstar}^4\times \left ( \frac{R_p}{2d}\right )^2 \end{equation}

Ora, semplificando quest’equazione si ottiene: \begin{equation} T_{p}^4= (1-A)T_{\bigstar}^4 \left ( \frac{R_{\bigstar}}{2d}\right )^2 \rightarrow T_{p}=T_{\bigstar}(1-A)^{1/4}\sqrt { \frac{R_{\bigstar}}{2d}} \end{equation}

Con i dati ottenuti in precedenza è quindi possibile stabilire la temperatura di equilibrio dell’ipotetico esopianeta ipotizzando un albedo di o,4: \begin{equation}

T_{p}=4000 \enskip K \cdot 0,6 ^{1/4}\sqrt { \frac{500 000 \enskip km}{2\cdot 4,46\cdot 10^7\enskip km}} =263,47 \enskip K.

\end{equation}

Risultato: l’esopianeta pare in equilibrio termico a -9,68 °C, a cui va aggiunto alla superficie l’effetto serra causato dall’atmosfera. Ma in fondo, anche le dimensioni contano …

Il raggio

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Il calo della luminosità indica le dimensioni dell’oggetto in transito: $r^2/R^2$

Nel momento del transito, si registra un calo della luminosità della stella.  L’ampiezza di questo calo rispetto alla luminosità standard della stella fornisce una stima della misura del raggio del pianeta. Il calo non è immediato, ma segue un andamento proporzionale alla superficie del pianeta occultante, uguale sia in ingresso che in  uscita. In base a queste osservazioni si possono ricavare i flussi di energia luminosa (indicati appunto dalla lettera $F$) provenienti nei momenti del transito. $F_{\bigstar}$ è la quantità di energia luminosa osservata nella fase di non transito, normalmente normalizzato a 1, mentre l’altra $F_{transito}$ rappresenta il flusso intercettato nel momento di massimo transito:. la differenza tra i due flussi ( $\frac{\Delta F}{F}=\frac{F_{\bigstar}-F_{transito}}{F_{\bigstar}}$) è uguale alla differenza tra i raggi della stella e del pianeta.

\begin{equation} R_p=R_{\bigstar}\sqrt{\frac{\Delta F}{F}} \end{equation}

Il diagramma (ipotetico) a destra nell’immagine qui sopra mostra che il punto più basso della luminosità è il 99,3% della luminosità totale. Risolvendo questa equazione per questo dato si ha: \begin{equation} \frac{R_{p}}{R_{\bigstar}}=\sqrt{\frac{\Delta F}{F}} =\sqrt{\Delta F} = \sqrt{1-0,993}=\sqrt{0,007}=0,08366 \end{equation}

Conoscendo il raggio della stella, 500000 km, risulta che l’esopianeta ha un raggio di quasi 42 mila chilometri,  quasi il doppio di Nettuno!

Seconda Parte

 

 Errata corrige

Un banale errore di calcolo successiva all’equazione (1) ha parzialmente compromesso il risultato finale dell’equazione (7) e del risultato della ricerca. Il valore della distanza del pianeta dalla sua stella è di 44,6 milioni di chilometri invece dei 35,4 milioni indicati in precedenza. Ci scusiamo con i lettori per questo spiacevole inconveniente prontamente risolto.

Note:

Il primo sistema di anelli attorno ad un asteroide

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eso1410c

L’asteroide Chariklo in una rappresentazione artistica con due anelli. Crediti: ESO/L. Calçada/M. Kornmesser/Nick Risinger. Fonte ESO: http://www.eso.org/public/italy/images/eso1410c/

La grande scoperta è arrivata dall’ESO: il remoto asteroide Chariklo è circondato da due densi e stretti anelli. Telescopi in ben sette luoghi differenti nel Sud Ameria, tra cui il telescopio danese di 1,54 metri e il telescopio TRAPPIST all’Osservatorio di La Silla dell’ESO in Cile sono stati utilizzati per fare questa sorprendente scoperta ai confini del nostro Sistema Solare interno, ossia oltre l’orbita di Nettuno.

Questo risultato suscita grande interesse e dibattito dato che Chariklo rappresenta il più piccolo oggetto, oltre che estremamente lontano, all’interno del nostro Sistema Solare ad avere un sistema di anelli. E’ il primo asteroide ad avere questa caratteristica a parte i quattro pianeti giganti gassosi: Giove, Saturno, Urano e Nettuno.

La scoperta è avvenuta durante un transito sul disco della stella … (continua su)

Un altro caso marziano: Yamato 000.593

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Yamato 000593

Questa è una serie di immagini riprese al microscopio elettronico a scansione di una sezione sottile lucida di Yamato 000.593. Il iddingsite presente in questo meteorite è un minerale argilloso (vedi nota articolo). Qui sono evidenti anche dei microtuboli 
La barra di scala in basso a sinistra è di 2 micron.
Credit: NASA

Dopo il pluridecennale caso di ALH84001 1, adesso a tenere banco nella comunità scientifica è un altro meteorite marziano, conosciuto come Yamato 000.593. Il meteorite, che pesa 13,7 chilogrammi, è una acondrite trovata durante la spedizione giapponese Antarctic Research Expedition del 2000 presso il ghiacciaio antartico Yamato. Le analisi mostrano che la roccia si è formata circa 1,3 miliardi di anni fa da un flusso di lava su Marte. Circa 12 milioni di anni fa un violento impatto meteorico ha scagliato dei detriti dalla superficie di Marte fin nello spazio e, dopo un viaggio  quasi altrettanto lungo, uno di questi è caduto in Antartide circa 50.000 anni fa. Adesso, gli stessi autori che nel 1996 annunciarono la scoperta di tracce di batteri alieni all’interno di ALH840001 [cite]http://www.sciencemag.org/content/273/5277/924[/cite], si sono concentrati sullo studio del meteorite Yamato [cite]http://online.liebertpub.com/doi/abs/10.1089/ast.2011.0733[/cite] scoprendo così la presenza di un tipo di argilla chiamata iddingsite 2 che si forma in presenza di acqua liquida [cite]http://www.researchgate.net/publication/234234597_Yamato_nahklites_Petrography_and_mineralogy[/cite].

caratteristiche incorporate in uno strato di iddingsite. Sedi di EDS spettri delle sferule e lo sfondo è dato dal rosso e cerchi blu, rispettivamente. (B) EDS spettri di sferule (rossi) e lo sfondo (blu). Le sferule sono arricchiti * 2 volte in carbonio rispetto allo sfondo. (C) Vista SEM delle caratteristiche spherulitic incassato sia in un superiore (arancione falsi colori) e strato inferiore di iddingsite. Credit: NASA

(A) Le nanostrutture ricche di carbonio incorporate in uno strato di iddingsite.
(B) Gli spettri delle sferule e lo sfondo sono evidenziati dai cerchi rosso e blu Le sferule mostrano il doppio di carbonio rispetto allo sfondo.
(C) Le sferule appaiono incassate tra due diversi strati di iddingsite: qui il superiore (in falsi colori) e uno inferiore.
Credit: NASA

Dai margini di queste vene di iddingsite partono delle strutture filamentose che contengono aree ricche di carbonio non dissimili al cherogene 3. La presenza di materiale organico complesso come il cherogene in una meteorite marziana non deve trarre in inganno: la sua presenza è stata registrata anche all’interno di molte altre meteoriti: le condriti carbonacee di solito ne sono abbastanza ricche [cite]https://www.jstage.jst.go.jp/article/jmps/100/6/100_6_260/_article[/cite]. Occorre anche ricordare che l’origine dei cherogeni non è necessariamente di origine biologica, visto che è presente anche nelle polveri interstellari [cite]http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2001/41/aah2968/aah2968.html[/cite].

Un’altra caratteristica del meteorite Yamato sono le sferule particolarmente ricche di carbonio, circa il doppio rispetto all’area circostante, situate tra due diversi strati di minerale argilloso che le separa dai carbonati e i silicati circostanti. Solo un altro meteorite marziano , il Nakhla 4 presenta strutture simili 5.

La presenza di acqua liquida su Marte in un intervallo di tempo compreso tra 1,3 miliardi e 650 milioni di anni fa è stata confermata anche da altre meteoriti [cite]http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1945-5100.2000.tb01978.x/abstract[/cite] e da diversi studi effettuati con sonde automatiche, ma essa da sola non è sufficiente per confermare – o confutare – una antica presenza di vita marziana.
Oltre all’acqua occorrono una fonte di energia e i materiali necessari per il suo sviluppo, ma sopratttutto occorre che siano presenti opportune condizioni ambientali [cite]http://www.researchgate.net/publication/258613544_Technologies_for_the_Discovery_and_Characterization_of_Subsurface_Habitable_Environments_on_Mars[/cite] che – attualmente – Marte non ha.
Anche se la contemporanea presenza di materiali organici complessi come i cherogeni e l’acqua liquida sulla superficie del Pianeta Rosso suggeriscono che lì in passato vi siano stati alcuni fattori ambientali necessari a sostenere la vita, e nonostante alcune somiglianze strutturali di alcuni campioni provenienti da Marte con materiali terrestri, questo comunque non prova che la vita su Marte sia mai realmente esistita. Solo uno studio di laboratorio su campioni di suolo marziano può darci la risposta definitiva.
Per ora è meglio essere cauti.

Note:

Incontri ravvicinati del mattino

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Tempo permettendo, mercoledì 26 febbraio alle 04:16 UTC (05:16 ora locale) si presenterà l’occasione di vedere e fotografare un magnifica congiunzione stretta tra Venere (fase 0.347, magn. -4.29) e Luna (fase 0.139, magn. -9.05), circa 13 minuti d’arco dai due bordi!
I più fortunati sono quelli che osserveranno il fenomeno dall’equatore, dove Venere entrerà in contatto col bordo della Luna già alle 3:17 UTC.
Ma lasciamo le immagini parlare da sole! Cieli sereni 🙂

Credit: Il Poliedrico

Credit: Il Poliedrico

Credit: Il Poliedrico

Credit: Il Poliedrico

Credit: Il Poliedrico

Credit: Il Poliedrico

Gemini Planet Imager: alla ricerca di nuovi pianeti

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light scattered by a disk of dust orbiting the young star HR4796A

L’immagine della “prima luce” del Gemini Planet Imager (GPI) della luce scatterata da un disco di polvere che orbita attorno alla giovane stella HR4796A. Si fa l’ipotesi che l’anello piu’ piccolo ed interno sia formato di polvere di origine asteroidale e cometaria durante la formazione planetaria, quelli che vengono definiti planetesimi. Alcuni scienziati hanno anche ipotizzato che il bordo ben definito dell’anerllo sia dato dalla presenza di un pianeta (ancora non individuato). L’immagine di sinistra (1,9-2,1 micron) mostra la luce nel visibile tra cui entrambi gli anelli di polvere e la luce residua dalla stella centrale scatterata dalla turbolenza dell’atmosfera terrestre. L’immagine di destra mostra solo la luce polarizzata. La luce dal bordo posteriore del disco e’ fortemente polarizzata in quando viene scatterata verso di noi. Immagine in grandi dimensioni disponibile qui . Crediti: Processing by Marshall Perrin, Space Telescope Science Institute.

 

 

Dopo quasi un decennio di sviluppo, costruzione e di collaudi lo strumento piu’ sofisticato al mondo per il direct imaging (immagine diretta) e per lo studio di pianeti extrasolari attorno ad altre stelle viene puntato verso il cielo per raccogliere e studiare la luce di questi mondi lontani.

Lo strumento, denominato Gemini Planet Imager (GPI) e’ stato progettato, costruito e ottimizzato per l’imaging di pianeti deboli attorno a stelle molto brillanti e per analizzarne le loro atmosfere. Sara’ pure un ottimo strumento per studiare i dischi di formazione planetaria ricchi di polvere intorno a giovani stelle. E’ lo strumento piu’ avanzato del suo genere che viene montato su uno dei telescopi piu’ grandi al mondo, il Gemini South Telescope di 8 metri, in Cile.

“Le immagini della prima luce del telescopio sono almeno un fattore 10 migliori di quelle degli strumenti di generazione precedente. In un minuto osserviamo pianeti per i quali di solito ci si impiega un’ora per la loro rivelazione” ha affermato Bruce Macintosh del lawrence Kivermore National Laboratory che ha guidato il team dei costruttori dello strumento.

GPI rivela la radiazione infrarossa dai giovani pianeti di tipo gioviano che orbitano a grande distanza dalla stella madre (e quindi hanno orbite piuttosto ampie), quelli che possono essere confrontati con i pianeti giganti gassosi nel nostro Sistema Solare non molto tempo dopo la loro formazione. Ogni pianeta che GPI osserva puo’ venir studiato in grande dettaglio.

“La maggior parte dei pianeti che oggi conosciamo sono noti grazie ai metodi indiretti che ci permettono di dire se c’e’ o meno un pianeta, ci permettono di dire qualcosa sulla sua orbita e sulla massa, ma non molto di piu'” ha affermato Macintosh. “Con GPI fotografiamo direttamente i pianeti attorno alle loro stelle – e’ un po’ come essere in grado di sezionare il sistema e di scavare dentro alle caratteristiche dell’atmosfera del pianeta”.

GPI ha compiuto le sue prime osservazioni lo scorso novembre, durante un debutto senza problemi. Si tratta di uno straordinario e complesso strumento astronomico delle dimensioni di una piccola automobile. “Questa e’ stata una delle run di prima luce piu’ lisce che abbia mai visto” ha affermato Stephen Goodsell, che gestisce il progetto per l’osservatorio.

Per le prime osservazioni di GPI il team di ricercatori ha preso come target dei sistemi planetari ben noti, tra cui il sistema di Beta Pictoris. GPI ha ottenuto il primo spettro del giovane pianeta, Beta Pictoris b. Allo stesso e’ stato utilizzato il modo di polarizzazione dello strumento, che permette di rilevare la luce della stella scatterata da particelle sottile, per studiare l’anello debole di polvere che orbita attorno alla giovane stella HR4796A. Con la strumentazione precedente era stato possibile osservare solo i bordi di questo anelli di polvere, che potrebbero essere i detriti che rimangono dalla formazione planetaria, con con questo numero strumento si puo’ osservare l’intera circonferenza dell’anello.

Anche se GPI e’ stato progettato per l’osservazione di pianeti lontani, e’ possibile utilizzarlo per osservare oggetti nel nostro Sistema Solare, e quindi molto vicini.

Europa_Gemini Planet Imager

Confronto di Europa osservato con il Gemini Planet Imager nella banda K1 a destra e immagine composita ottenuta dalla Galileo SSI e Voyager 1 e 2 (USGS), sulla sinistra. Sebbene GPI non sia stato progettato per oggetti estesi come un satellite, le sue osservazioni potrebbero aiutare nel trovare delle alterazioni superficiali dei satelliti gioviani ghiacciati oppure fenomeni atmosferici (come la formazione di nubi) sulla luna di Saturno, Titano. L’immagine nel vicino infrarosso a colori di GPI e’ una combinazione di tre differenti lunghezze d’onda. Crediti: Processing by Marshall Perrin, Space Telescope Science Institute and Franck Marchis SETI Institute.

Le immagini test della luna Europa di Giove, per esempio, possono permettere di mappare i cambiamenti della composizione superficiale del satellite. Le immagini qui sotto sono state presentate per la prima volta durante il 22esimo Meeting dell’American Astronomical Society a Washington DC.

“Osservare un pianeta vicino ad una stella in appena un minuto e’ sicuramente da brivido e l’abbiamo visto dopo una sola settimana che lo strumento e’ stato posizionato sul telescopio” ha affermato Fredrik Rantakyro, scienziato che fa parte dello staff di Gemini e che lavora sullo strumento. “Immaginate cosa sara’ in grado di fare questo strumento una volta che avremo completato e ottimizzato le sue prestazioni”.

“I pianeti extrrasolari sono estremamente deboli e difficili da rilevare accanto ad una stella luminosa” ha notato il Professor James R. Graham, Chied Scientist Professor dell’Universit’ della California che ha lavorato con Macintosh sin dall’inizio del progetto. GPI puo’ vedere i pianeti che hanno una luminosita’  un milione di volte piu’ debole di quella della loro stella. Spesso si descrive questo fenomeno come l’osservare una lucciola volteggiare attorno ad un lampione a migliaia di chilometri di distanza dall’osservatore. Gli strumenti utilizzati per individuare gli esopianeti devono essere progettati e costruiti con estrema precisione. GPI rappresenta un risultato tecnico estremamente incredibile per il team internazionale di ricercatori che hanno ideato, progettato e costruito lo strumento. Notevoli sono anche le capacita’ del telescopio Gemini.

Dopo anni di sviluppo e di test di simulazione e’ sicuramente uno dei traguardi piu’ ambiziosi nello studio della ricerca di esopianeti. Quest’anno il team di GPI iniziera’ una survey a grande campo considerando ben 600 stelle giovani alla ricerca di quanti pianeti giganti orbitano attorno ad esse. GPI verra’ utilizzato anche per altri progetti all’interno della comunita’ Gemini, progetti che vanno dalla formazione di dischi planetari all’emissione di polvere da stelle massicce nelle loro fasi finali evolutive.

GPI scruta il cielo attraverso l’atmosfera terrrestre e quindi attraverso la turbolenza atmosferica del nostro pianeta, ma grazie all’ottica adattiva avanzata lo strumento sara’ in grado di vedere pianeti delle dimensioni di Giove. Una simile tecnologia sta per essere proposta anche per i futuri telescopi spaziali.

Fonte Gemini Telescope – World’s most powerful exoplanet camera turns its eye to the sky

Sabrina

Le prime luci di Gaia

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Il punto lagrangiano L2, dove orbita l'osservatorio spaziale Gaia. Credit: Wikipedia

Il punto lagrangiano L2, dove orbita l’osservatorio spaziale Gaia.
Credit: Wikipedia

Il 19 dicembre 2013 un vettore Soyuz ST-B/Fregat-MT 1 partito dallo spazioporto di Kourou (Guiana Francese), ha lanciato nello spazio Gaia 2, l’erede della fortunata missione Hipparcos (1989 – 1993).
Il 7 gennaio scorso il satellite Gaia ha finalmente raggiunto il punto lagrangiano L2, del sistema Terra-Sole, un’ottima, anche se affollata 3, finestra verso lo spazio. Il punto lagrangiano L2 è stato scelto per la sua  stabilità ‘orbitale 4 e perché offre una schermatura quasi totale alla radiazione solare grazie al cono d’ombra della Terra 5.

La prima luce di Gaia. α Aquarii. Credit: ESA/Gaia

La prima luce di Gaia. α Aquarii.
Credit: ESA/Gaia

Il 15 gennaio Gaia ha trasmesso la sua prima immagine pubblica: Il bersaglio scelto era Sadalmelik, una supergigante gialla distante 161 parsec (525 anni luce) conosciuta anche come α Aquarii.
L’immagine non era ancora perfettamente a fuoco, e anche tutti gli altri strumenti hanno bisogno di essere calibrati prima di diventare pienamente operativi. Ma già il 9 gennaio, quindi poco dopo aver raggiunto la sua orbita operativa, aveva dato un piccolo assaggio delle sue capacità mostrando di riuscire a vedere ben 17000 stelle in sole tre ore. Gaia sta dimostrando di essere un ottimo osservatorio.

Gaia si propone di compilare un catalogo tridimensionale dello spazio di circa un miliardo di oggetti astronomici della Via Lattea cercando anche di evidenziare così anche il loro moto. Si spera a questo modo di comprendere meglio la struttura della nostra galassia e la sua evoluzione futura.
Le misure spettrofotometriche di Gaia forniranno le proprietà fisiche dettagliate di ogni stella osservata 6, la loro luminosità assoluta 7, la temperatura effettiva , la gravità e  la composizione.

Come Hipparcos prima di lei, Gaia rivoluzionerà le nostre conoscenze del nostro angolo di cosmo. Studierà anche altre galassie e quasar, scoprirà un sacco di altri sistemi planetari extrasolari e darà la possibilità di confermare gli altri già identificati dagli osservatori a terra. Sarà un vero coltellino svizzero, anzi europeo, del cosmo nelle mani degli scienziati.

Note:

La caratterizzazione delle Super-Terre: Il ciclo geologico del carbonio

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Se credi che una certa cosa possa essere improbabile, almeno cerca di togliere l’impossibile e forse quello che ne rimane è potenzialmente vero.
Se un giorno riuscissimo a scoprire un’altra Terra, è altamente improbabile che questa presenti uno stadio evolutivo simile al nostro. La Terra è infatti ben lontana dall’essere un sistema statico fin dal momento della sua formazione avvenuta circa 4,6 miliardi di anni fa. Al contrario, per tutto questo tempo ha subito numerosi cambiamenti nella composizione atmosferica, nella temperatura, nella distribuzione dei continenti, senza parlare delle numerose e diverse forme di vita che l’hanno occupata. Tutti questi cambiamenti si sono riflessi nell’aspetto che potrebbe essere visto a distanze astronomiche. Ogni scenario ha avuto la sua firma caratteristica, e adesso saper riconoscere queste impronte in altri pianeti può aiutarci a capire se questi possono essere stati o esserlo nel futuro, potenzialmente abitabili.

Rappresentazione artistica di un pianeta potenzialmente abitabile.

Rappresentazione artistica di un pianeta potenzialmente abitabile.

Nel corso degli ultimi quattro anni è stato possibile scoprire parecchi pianeti nell’intervallo di massa tra 2 e 10 masse terrestri, quelli che vengono definiti  Super-Terre; alcuni di questi pianeti si vengono a trovare dentro oppure si trovano vicini alla zona di abitabilità della loro stella ospite. Recentemente sono stati annunciati nuovi pianeti delle dimensioni della nostra Terra e della nostra Luna, e questo numero sicuramente aumenterà in futuro.
Le prime statistiche hanno messo in evidenza che circa il 62% delle stelle della nostra Galassia potrebbero ospitare un pianeta delle dimensioni della nostra Terra mentre studi compiuti dalla missione Kepler della NASA indicano che circa il 16,5% delle stelle hanno almeno un pianeta delle dimensioni del nostro con periodi orbitali fino a 85 giorni.
Per poter caratterizzare queste esoterre scoperte dobbiamo prima di tutto dare uno sguardo al nostro Sistema Solare e ai suoi pianeti. La Terra è per ora l’unico pianeta conosciuto in cui esiste la vita; di conseguenza le osservazioni del nostro pianeta saranno una chiave fondamentale per lo studio e la ricerca della vita altrove.

Intanto, poter definire come un pianeta sia potenzialmente vivibile non è affatto facile, ci sono talmente tante condizioni al contorno da soddisfare che non è facile considerarle tutte. Una di queste impone che per sostenere la vita come la conosciamo, un pianeta debba permettere all’acqua di esistere allo stato liquido sulla sua superficie. Indicativamente, e forse in modo piuttosto semplicistico, spesso questa condizione viene identificata come la fascia – o zona – Goldilocks, quella zona né troppo lontana e né troppo vicina alla stella dove la radiazione consente all’acqua di esistere allo stato liquido su un pianeta. Quindi si tratta solo di un mero dato orbitale che ben poco ha a che vedere con la realtà: ad esempio, sulla Luna la presenza di ‘acqua allo stato liquido non è possibile anche se ne esiste una certa quantità allo stato solido (ghiaccio); eppure condivide con la Terra la stessa zona di abitabilità.

Quello che veramente occorre ad un pianeta perché possa essere considerato potenzialmente vivibile è un ambiente abbastanza stabile nel tempo che non sia soggetto a parossismi orbitali che periodicamente farebbero congelare o arrostire la sua superficie e un ambiente abbastanza ricco di energia da poter essere sfruttata dalle forme di vita. Se per risolvere il primo caso basta che l’eccentricità dell’orbita del pianeta sia prossima a zero, per il secondo caso il discorso si fa un attimino più complicato: occorre che la pressione ambientale consenta all’acqua di mantenere lo stato liquido in un ampio spettro di temperature e un meccanismo che garantisca che anche la temperatura sia più o meno stabile all’interno di questo intervallo 1 .

Il ciclo geologico del carbonio

Per la sua capacità di trattenere la radiazione infrarossa, l’anidride carbonica è un importante termoregolatore per la superficie di un pianeta 2.
Il modo in cui questa molecola riesce a passare dall’atmosfera al mare, al fondale marino e poi di nuovo all’atmosfera è affascinate, anche se richiede molto tempo e un prerequisito essenziale: la presenza di una tettonica a placche [cite] http://ilpoliedrico.com/2013/07/venere-e-terra-gemelli-diversi.html [/cite].

In questo ciclo alcune molecole di anidride carbonica ($CO_2$) atmosferica si disciolgono nell’acqua ($H_2O$) 3 formando acido carbonico .

CO_2 + H_2O \rightleftharpoons H_2CO_3

Un meccanismo molto efficace e che deve essere stato senz’altro presente fin dalle prime fasi della costituzione di una crosta solida è la pioggia. La pioggia ha anche un altro compito importante nell’evoluzione planetaria: desaturando un’atmosfera primordiale ricchissima di vapore acqueo 4 rafforza il processo di raffreddamento della superficie e facilita lo scorrimento delle prime zolle tettoniche necessarie per l’ultima fase del ciclo del carbonio.
Adesso l’acido carbonico disciolto nell’acqua è libero di dissolversi nelle rocce con cui viene a contatto, siano esse quelle esposte alle precipitazioni o i fondali marini. Una reazione che potrebbe essere piuttosto comune è la seguente, dove i silicati di calcio ($CaSiO_3$) svolgono un ruolo fondamentale nel ciclo:

CaSiO_3 + 2H_2CO_3 \rightarrow Ca^{2+} + {2HCO_3}^{-} + H_2SiO_3

tutti i membri di destra, gli ioni di calcio ($Ca^{2+}$), gli ioni  di idrogenocarbonato (${2HCO_3}^{-}$) 5 e l’acido silicico ($H_2 SiO_3$) sono ancora soluzioni acquose che potrebbero finire negli oceani.
Ben presto l’idrogenocarbonato viene a trovarsi in equilibrio con l’anidride carbonica disciolta nell’acqua secondo la seguente formula:

{2HCO_3}^{-} \rightleftharpoons {CO_3}ì{2-} + H_2O + CO_2

Quando la concentrazione di ioni carbonato (${CO_3}^{2-}$) aumenta, questi interagiscono con gli ioni di calcio visti prima e precipitano sotto forma di carbonato di calcio ($CaCO_3$) creando così minerari come la calcite e l’aragonite.
Questo è solo un esempio di come il carbonio atmosferico riesca a passare dalla forma gassosa nell’aria alla forma solida nella crosta planetaria. Il ruolo fondamentale di questo meccanismo è la presenza dell’acqua come solvente che ne consente il transito.

Rappresentazione artistica di un pianeta potenzialmente abitabile.

Rappresentazione artistica di un pianeta potenzialmente abitabile.

Il risultato di questo scambio sono minerali come la calcite che testimoniano la sottrazione del carbonio dall’atmosfera e che possono finire sepolti anche molto in profondità, al di sotto delle zolle tettoniche. Da qui poi, grazie all’attività vulcanica, il carbonio intrappolato nelle rocce potrebbe tornare di nuovo nell’atmosfera.
Se il meccanismo di sottrazione del carbonio dall’atmosfera dovesse venir meno per un calo eccessivo della temperatura globale, il naturale degassamento della crosta e del mantello tramite l’attività vulcanica dovrebbe far aumentare la concentrazione di $CO_2$ atmosferica e di conseguenza la temperatura. Altresì, un aumento eccessivo della temperatura dovrebbe permettere una maggior efficienza dei meccanismi di estrazione e quindi all’abbassamento di questa 6.
Il meccanismo del ciclo geologico del carbonio è complesso e comunque i suoi tempi di risposta sono piuttosto lunghi. Penso piuttosto a come l’equilibrio tra solvente (l’acqua del pianeta) e soluto (anidride carbonica) possa già di per sé portare ad una sottrazione dei due maggiori gas serra dall’atmosfera planetaria e alla stabilizzazione verso il basso della temperatura planetaria quando le condizioni ambientali consentono l’innescarsi di questo processo.

(continua …)

Note:

L’oscura origine della Luna (II parte)

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Dee pianeti che condividevano la stessa orbita finirono per scontrarsi 50 milioni di anni dopo la loro formazione, Dando origine così al sistema Terra-Luna.

Due pianeti che condividevano la stessa orbita finirono per scontrarsi 50 milioni di anni dopo la loro formazione, Dando origine così al sistema Terra-Luna.

È chiaro a chiunque che la Terra e la Luna siano diverse, non solo nelle dimensioni.
Il nucleo della Terra è composto soprattutto di ferro e occupa circa il 30% della sua massa, mentre quello della Luna è proporzionalmente molto più piccolo: appena un decimo della massa del satellite è costituito dal ferro e il suo nucleo rappresenta solo il 20% circa delle sue dimensioni. Inoltre la scarsità di elementi piuttosto volatili come il potassio nella composizione chimica indicano che probabilmente la Luna si è formata in un ambiente piuttosto caldo dove questi siano evaporati.
Eppure i campioni di suolo riportati dalle missioni Apollo mostrano che i silicati terrestri e lunari sono virtualmente identici: i rapporti isotopici di elementi come l’ossigeno [cite]http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/11598294[/cite], il cromo e il silicio sono gli stessi, indicando pertanto una origine comune per la crosta e il mantello superiore della Terra con la Luna [cite]http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/18097403[/cite] [cite]http://dx.doi.org/10.1038/ngeo1429[/cite].
Di pari passo, lo studio del campo gravitazionale della Luna per merito della misssione Gravity Recovery and Interior Laboratory (GRAIL) della NASA, combinato con i dati topografici prodotti dal Lunar Reconnaissance Orbiter sempre della NASA, hanno ridimensionato lo spessore della crosta della Luna e la sua percentuale relativa di alluminio. Anche questi dati suggeriscono che la percentuale di metalli con alte temperature di condensazione  sia la stessa su entrambi i corpi celesti.
Tutti questi dati fisici mostrano che la Luna e il mantello superiore terrestre si siano originati insieme, quindi o la Luna si è staccata dal mantello terrestre ancora fluido oppure l’opposto, il mantello e la Luna si sono generati con lo stesso materiale in un ambiente estremamente caldo che, nel caso della Luna,  ha conservato solo i materiali più refrattari e fatto evaporare gli altri.

Una giornata memorabile

Ormai si vedeva a occhio nudo quando si apriva uno squarcio nella giusta direzione tra le perenni nubi di vapore e metano che uscivano copiose dalla roccia. Dapprima era come una macchiolina nel cielo, tanti giorni fa, e adesso, dopo essere stata grande come una moneta occupava minacciosa più di metà del cielo a occidente. Toglieva  il respiro, sembrava quasi che cascasse dal cielo. E così fu. Nel giro di appena un’ora almeno metà del globo fuse e venne scagliato a 25000 chilometri di quota mentre il nucleo di ferro rovente del piccolo mondo era rimbalzato nell’urto e stava per crollare di nuovo. Dopo cinque ore tutta la crosta e il mantello del mondo era fuso, mentre tutta l’atmosfera venne spazzata via. Un quarto del piccolo mondo si vaporizzò nell’impatto mentre questo pianeta iniziò a ruotare su sé stesso all’impazzata: un giro in appena 5 ore! Dopo poche altre ore il materiale  che non era ancora ricaduto sulla nuova Terra formò un anello instabile di detriti  in orbita  che nell’arco di un centinaio d’anni avrebbe poi generato la Luna.

Nel 1975 William K. Hartmann e Donald R. Davis proposero la teoria dell’Impatto Gigante riprendendo l’idea originale del geologo canadese Reginald Aldworth Daly proposta nel 1946.
Questa teoria riesce abbastanza bene a tener conto di molte delle similitudini che ho elencato qui sopra, del momento angolare totale del sistema Terra – Luna, e anche delle divergenze più importanti, come l’estrema scarsità degli elementi chimici più volatili della Luna rispetto alla Terra.
Ma solo recentemente è stato potuto studiarla in dettaglio grazie alle simulazioni computerizzate [cite]http://www.nature.com/nature/journal/v412/n6848/abs/412708a0.html[/cite].
Gli scenari che portano alla formazione della Luna richiedono la presenza di due pianeti formatisi sui punti lagrangiani di  una stessa orbita, uno con una massa simile a quella attuale del nostro pianeta, la proto-Terra, e un altro più piccolo, grande più o meno come Marte come dimensioni e massa, che gli scienziati hanno battezzato Theia.
Il gigante Giove destabilizza l’orbita dei due pianeti che nell’arco di 50 milioni di anni finiscono per scontrarsi con un angolo di 45 gradi rispetto alla proto-Terra a una velocità relativa piuttosto bassa, inferiore a 4 km/s. 1. Il risultato dello scontro è che fino a un quarto di Theia si vaporizza nell’impatto e la primordiale atmosfera della proto-Terra viene dispersa, mentre almeno il 20% della massa dei due pianeti si disperde in un anello incandescente attorno ai 4 raggi terrestri, poco fuori al limite di Roche.
La maggior parte del materiale eiettato e il nucleo ferroso di Theia ricade sulla proto-Terra nelle ore successive all’impatto, invece una minuscola frazione della massa del disco originale, il 6%, rimane in orbita, e nel giro di un secolo dà origine a più corpi distinti che poi si uniranno per creare la Luna 2.

I meriti di questa teoria sono molti. In primis riesce a spiegare tutte le similitudini isotopiche riscontrate tra le rocce terrestri e lunari:  l’anello successivo all’impatto ha mescolato il materiale di Theia e della proto-Terra rendendo di fatto indistinguibile ogni differenza. Il calore sprigionato nell’impatto e trasferito all’anello ha alterato di poco la composizione chimica di questo nelle poche ore prima che ricadesse sulla Terra, mentre quello rimasto in orbita ha avuto più tempo per perdere gli elementi più volatili, forse anche grazie all’azione del vento solare e al bombardamento dei raggi cosmici che ne hanno in parte modificato la composizione chimica [cite]http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/18097403 [/cite].
Infine, riesce a spiegare il notevole momento angolare complessivo del sistema Terra-Luna, parametro che ogni modello deve riuscire a spiegare.

Una delle obiezioni principali a questo modello è che la composizione di Theia porta con sé percentuali isotopiche diverse da quelle della Terra 3, e tracce di questa differenza dovrebbero essere ancora visibili.
Secondo me no, sia la proto-Terra che Theia si formarono alla stessa distanza dal Sole, quindi la differenza isotopica dei vari elementi deve essere stata nulla o quasi, tanto da non essere oggi significativamente rilevabile.
In seguito, il degassamento tardivo del mantello e della crosta ha ricreato una primitiva atmosfera, forse un po’ più sottile rispetto alla prima, mentre il bombardamento cometario proveniente dalla fascia di Kuiper [cite]http://ilpoliedrico.com/2011/10/oceani-di-comete.html[/cite] avrebbe portato acqua e sostanze organiche che poi si sarebbero evolute in esseri viventi [cite]http://tuttidentro.wordpress.com/2013/12/17/come-gli-impatti-meteoritici-e-cometari-hanno-portato-la-vita-sulla-terra[/cite] sulla nuova Terra..
L’azione mareale del nuovo satellite combinata a quella del Sole avrebbe poi rallentato la Terra fino alle attuali 24 ore, mentre l’orbita della Luna sarebbe passata da 30000 chilometri a 384000 nei successivi 4,5 miliardi di anni.,