Tra le oltre duemila pulsar finora scoperte, ve ne sono solo due, PSR B1257+12 e PSR B1620-26, che hanno dei compagni di tipo planetario [1].
I pianeti che orbitano attorno a PSR B1257+12, scoperti grazie alle misurazioni del periodo di pulsazione, rappresentano i primi pianeti confermati al di fuori del nostro Sistema Solare [2].
La presenza di oggetti planetari nelle vicinanze di una pulsar provoca dei cambiamenti regolari nel periodo di pulsazione delle pulsar, cambiamenti che coincidono con il periodo di rivoluzione del corpo stesso, quindi del pianeta.
La scoperta di due pianeti attorno a PSR B1257+12 venne annunciata da Aleksander Wolszczan e Dale Frail nel 1992. È stato confermato nel 2008 che tale pulsar ha, in realtà, tre pianeti con masse pari a 0,02; 4,3 e 3,4 masse terrestri quasi sullo stesso piano orbitale e con periodi di circa 25, 67 e 98 giorni, rispettivamente [2] e [3].
In generale si ritiene che le pulsar si formino dalle esplosioni di supernova di stelle massicce alla fine della loro fase evolutiva. Perciò, è davvero sorprendente che esistano dei pianeti attorno a tali oggetti così estremi. Come descritto da Podsiadlowski in un articolo pubblicato nel 1993 [4], lo scenario del pianeta nel sistema planetario PSR B1257+12 prima dell’esplosione della supernova e quindi prima che si venisse a formare la stella a neutroni, ha incontrato non pochi ostacoli e obbiezioni fra i ricercatori. I pianeti attorno a PSR B1257+12 devono essersi formati o devono essere stati catturati dopo l’esplosione di supernova che ha formato la stella di neutroni nel sistema.
La peculiarità delle orbite quasi complanari dei pianeti è un’evidenza a favore del fatto che tali pianeti devono essersi evoluti da un disco proto-planetario. In particolare, se i pianeti in questo sistema si sono formati per coalescenza di piccole particelle entro il disco proto-planetario, come si pensa sia avvenuto durante la formazione del nostro Sistema Solare, allora sarebbe possibile rilevare la presenza di polvere proto-planetaria o di detriti rimanenti in un disco attraverso l’emissione termica. Tuttavia, dalle osservazioni sono stati ottenuti solo i limiti superiori dell’emissione da materia attorno alla pulsar, che vanno da 3 micrometri a 3 millimetri, grazie allo Spitzer Space Telescope della NASA e da alcuni telescopi terrestri. E’ stato messo in evidenza che questi limiti superiori non sono molto stringenti a causa delle grandi differenze nelle distanze ottenute con differenti metodi.
Da allora, vari metodi hanno prodotto numerose distanze per PSR B1257+12. Per esempio, nel 2000 Wolszczan con un team di ricercatori ha calcolato una distanza pari a 800 pc circa (con un errore di 200 pc, dove 1 pc corrisponde a circa 3,26 anni luce, quindi a circa 2600 anni luce con un errore pari a 652 anni luce ); nel 2008 lo stesso Wolszczan misurò una distanza tra 450 e 620 pc (tra1467 e 2021 anni luce), secondo alcuni modelli di distribuzione della densità degli elettroni nella nostra Galassia. La distanza e il moto proprio di una pulsar sono parametri importanti nella determinazione del periodo di pulsazione dato che vi sono dei termini che dipendono dalla distanza e dal moto proprio nell’equazione del tempo di pulsazione.
E’ probabile, secondo le conclusioni riportate nell’articolo “Very long baseline interferometry astrometry of PSR B1257+12, a pulsar with a planetary system” di Zhen Yan et al., che per la formazione dei pianeti attorno alla pulsar PSR B1257+12 si sia formato un disco proto-planetario per evaporazione o disgregazione della stella nana compagna nel sistema binario molto stretto.
Sebbene i pianeti di stelle pulsar non fossero proprio il tipo di pianeta che si sarebbe voluto scoprire per primo, la loro stessa esistenza portò con sé alcune previsioni ottimistiche.
Primo, la natura estrema di un corpo centrale del sistema e la sua storia evolutiva suggerirono che i pianeti dovessero essere davvero comuni intorno a diversi tipi di stelle e che la loro diversità non poteva essere facilmente prevedibile da estrapolazioni della nostra conoscenza del Sistema Solare. Questa previsione ha trovato la sua conferma nella celebre scoperta del primo pianeta attorno ad una stella normale, un caldo Giove (o Hot Jupiter) la stella 51 Pegasi, con un periodo orbitale di 4,2 giorni, scoperta avvenuta da parte degli astronomi Micheal Mayor e Didier Queloz dell’Università di Ginevra nel 1995. Da notare che questa scoperta si è avuta durante la stesura di un report sull’assenza di pianeti simili a Giove intorno a 21 stelle di tipo solare monitorate su un periodo di tempo confrontabile a dodici di anni di periodo orbitale di Giove (Walker et al., 1995) [5].
Secondo, l’esistenza di un sistema di tre pianeti di massa terrestre, sorprendentemente simili da un punto di vista dinamico al Sistema Solare interno scalato di un fattore 2 (Mazeh e Goldman, 1995) [6] e con un chiaro segno del suo disco proto-planetario (Konacki e Wolszczan, 2003) [7], ha portato con sé una previsione secondo la quale la frequenza di piccoli pianeti rocciosi fra le stelle potesse essere anche molto elevato. Oggi la frazione di super-Terre scoperte ha avuto un incredibile picco, tra cui il rilevamento di un pianeta, Kepler-22 b che orbita attorno ad una stella di tipo M nella sua zona di abitabilità, la regione dove l’acqua si trova alla stato liquido (Udry et al., 2007) [8] e le statistiche disponibili suggeriscono che, per periodi orbitali di 650 giorni, almeno un 30% delle stelle nane di tipo G e K possono avere compagni di piccola massa (Mayor et al., 2009) [9].
Questi e molti altri sviluppi interessanti mostrano chiaramente che in quasi vent’anni di storia dalla scoperta del primo pianeta extrasolare non si è affatto vicini alla sua conclusione. Al contrario, guardando indietro alla scoperta del pianeta attorno alla pulsar e contemplando la nostra rapida espansione nella conoscenza della diversità dei sistemi planetari extrasolari, si può tranquillamente prevedere che molto ci attende nel futuro, e sarà sicuramente emozionante e inatteso.
Riferimenti:
[1] Manchester R. N., 2006, Adv. Space Res., 38, 2709.
[2] Wolszczan A., Frail D. A., 1992, Nat, 355, 145.
[3] Wolszczan A. in Fischer D., Rasio F. A., Thorsett S. E., Wolszczan A., eds, ASP Conf. Ser. Vol. 398, Extreme Solar Systems. Astron. Soc. Pac., San Francisco, p. 3.
[4] Podsiadlowski P., 1993, in Phillips J. A., Thorsett S. E., Kulkarni S. R., eds, ASP Conf. Ser. Vol. 36, Planets Around Pulsars. Astron. Soc. Pac., San Francisco, p. 149
[5] Walker, G.A.H., Walker, A.R., Irwin, A.W., Larson, A.M., Yang, S.L.S., Richardson, D.C.,1995. Icarus 116, 359.
[6] Mazeh, T., Goldman, I., 1995. PASP 107, 250.
[7] Konacki, M., Wolszczan, A., 2003. ApJ 591, L147.
[8] Udry, S., Bonfils, X., Deflosse, X., Forveille, T., Mayor, M., Perrier, C., Bouchy, F., Lovis, C., Pepe, F., Queloz, D., Bertaux, J.-L., 2007. A&A 469, L43.
[9] Mayor, M., Udry, S., Lovis, C., Pepe, F., Queloz, D., Benz, W., Bertaux, J.-L., Bouchy, F., Mordasini, C., Segransan, D., 2009. A&A 496, 527.
Fonte:
Articolo di Zhen Yan, Zhi-Qiang Shen, Jian-Ping Yuan, Na Wang, Helge Rottmann
e Walter Alef , Very long baseline interferometry astrometry of PSR B1257+12, a pulsar with a planetary system, MNRAS 2013, disponibile su
http://mnras.oxfordjournals.org/content/433/1/162.abstract?sid=3f8d48a7-db86-436f-ad18-6eb702c3f22c
Altri riferimenti: Alex Wolszczan, Discovery of pulsar planets, New Astronomy Reviews 56 (2012) 2-8, disponibile su: www.sciencedirect.com/science/article/pii/S1387647311000418
Sabrina