Una esoluna attorno ad un esopianeta?

Una rappresentazione artistica di un esopianeta e di due lune con la stella lontana. Crediti: CfA.Harvard – http://www.cfa.harvard.edu/sites/www.cfa.harvard.edu/files/images/pr/2008-08/1/base.jpg

Si tratta del primo sistema esopianeta-esoluna libero di fluttuare nello spazio (osisa senza la sua stella) denominato MOA-2011-BLG-262 scoperto con la tecnica del microlensing. dove il pianeta, con una massa pari a quattro volte quella di Giove, ha una luna di massa piu’ piccola della nostra Terra. I dati ottenuti fittano molto bene con il modello di una esoluna, ma un modello alternativo stella+pianeta fitta altrettanto bene. La conferma verra’ data con nuovi e ulteriori dati, ma al momento sembra che sia piu’ probabile un satellite attorno ad un pianeta che un sistema stella-pianeta. Al di la’ dei risultati in se”  il microlensing diventa un metodo estremamente valido per la scoperta di esolune.

Il microlensing gravitazionale e’ un metodo fotometrico che sfrutta il fenomeno delle lenti gravitazionali, ossia della curvatura della traiettoria dei fotoni provenienti da una sorgente lontana ad opera del campo gravitazionale di un oggetto (lente gravitazionale) interposto tra la sorgente e l’osservatore terrestre. Il risultato e’ lo sdoppiamento dell’immagine della sorgente (due immagini apparenti). L’apertura angolare tra le due immagini e’ funzione della massa della lente, della separazione angolare tra la sorgente e la lente e anche della loro mutua distanza.

Se la sorgente lontana non e’ immobile sulla volta celeste ma si muove, e spostandosi passa dietro la lente, quello che si osservera’ sara’ un aumento, seguito da una diminuzione, della luminosita’ dell’immagine della sorgente: la variazione di luminosita’ con il tempo (la forma della curva di luce) e’ perfettamente prevedibile dalla teoria  una volta che si conoscano le condizioni geometriche e fisiche del fenomeno.

Per esempio, la curva mostra un picco piu’ accentuato man mano che la traiettoria proiettata della stella di sfondo passa vicino alla lente. Il fenomeno inizia nel momento in cui la sorgente di sfondo entra in una regione delimitata dal cosiddetto raggio angolare di Einstein, che e’ funzione della massa della lente. Per lenti di tipo stellare, il raggio di Einstein ha una dimensione dell’ordine del millesimo di secondo d’arco.

La presenza di un oggetto orbitante intorno alla lente all’interno della cosiddetta zona di lensing, come potrebbe essere un pianeta attorno alla sua stella, produce una caratteristica distorsione nella curva di luce dalla cui forma e dalla cui durata e’ possibile risalire al rapporto tra le masse della lente principale (la stella) e la secondaria (il pianeta).
Questo tipo di metodo in generale puo’ andare bene sia per individuare pianeti giganti sia di tipo terrestre.

Il microlensing gravitazionale. Fonte immagine: http://www.pno-astronomy.com/QSO%20e%20AGN/QSO%20AGN%20e%20GL.htm . 

Il microlensing gravitazionale occupa una posizione un po’ particolare tra i vari metodi di rilevazione dei pianeti extrasolari. Mentre i metodi di velocita’ radiale e dei transiti sono maggiormente idonei nell’individuare pianeti con periodi orbitali brevi, il microlensing e’ maggiormente sensibile ai pianeti che orbitano al di la’ della linea di neve (the snow line), dove la teoria dominante di formazione planetaria, definita core accretion, prevede che si vengano a formare i pianeti piu’ massicci. I ghiacci, tra cui il ghiaccio d’acqua, puo’ condensare al di la’ della linea di neve e questo significa che la densita’ del materiale solido nel disco proto-planetario aumenta di un fattore due oltre la linea di neve, cosi’ che i nuclei dei pianeti giganti solidi si possono formare molto rapidamente. Questo e’ importante perche’ si pensa che l’idrogeno e l’elio, che compongono la stragrande maggioranza della massa dei pianeti giganti gassosi, vengano rimossi dal disco proto-planetario in pochi milioni di anni, quindi se i giganti gassosi non si formano relativamente presto non si formano piu’.
Per questa ragione la teoria suggerisce che sia piuttosto difficile che dei giganti gassosi si formino attorno a stelle nane di tipo M, stelle che rimangono in sequenza principale molto piu’ a lungo del Sole e hanno temperature superficiali un po’ più basse.

Le osservazioni compiute con il metodo delle velocita’ radiali sembravano confermare questo quadro ma le osservazioni compiute col microlensing portano ad un quadro piu’ complicato. Il microlensing mostra che circa il 17% (con un certo errore, +6 e -9) delle stelle ospitano pianeti giganti con masse superiori a 0,3 masse gioviane, con una stella che, nella stragrande maggioranza dei casi, e’ una nana di tipo M. Tuttavia i pianeti trovati con il microlensing in generale orbitano oltre la linea di neve e i giganti gassosi trovati con il microlensing sono spesso giganti gassosi ma di piu’ piccola massa, simile a quella di Saturno.

I risultati del microlensing mostrano che le super-Terre o i Nettuniani sono piu’ comuni dei giganti gassosi al di la’ della linea di neve. Questo va d’accordo con le previsioni della teoria del core accretiation, che prevede che dei Giovi mancanti con masse dell’ordine di 10 masse gioviane siano piuttosto comuni. Ci si aspetta che questi giovi mancati siano molto piu’ comuni dei giganti gassosi per le stelle nane di tipo M.

Forse il risultato più sorprendente del microlensing è la scoperta di una grande popolazione di oggetti di massa planetaria di cui non è stata rilevata la stella ospite. Mentre alcune stelle potrebbero ospitare pianeti su orbite ampie, la distanza media di questi pianeti dalla loro stella è dell’ordine della 30 UA e anche oltre. Sembra sia probabile che molti di questi corpi siano liberi di viaggiare nello spazio. Sebbene ora vengano trovati degli oggetti in un intervallo di massa planetaria con osservazione diretta nell’infrarosso, queste survey nell’infrarosso non riescono ad individuare oggetti di massa più piccola di una massa gioviana, dove viene osservato il segnale di microlensing. Ci si aspetta di trovare dei pianeti liberi, quindi svincolati dalla loro stella, per una serie di vari motivi, tra cui lo scattering pianeta-pianeta, lo scattering stella-pianeta e per la perdita di massa e la fine evolutiva della stella.

Al momento, questa tecnica ha permesso di mettere in luce il primo candidato per un sistema esopianeta-esoluna libero di muoversi nello spazio senza la sua stella, denominato MOA-2011-BLG-262, dove la lente primaria ha una massa 3,2 masse gioviane (pianeta di tipo nettuniano) e la sua luna ha una massa di 0,47 masse terrestri ad una distanza di 0,13 UA (1 UA è pari alla distanza media Terra-Luna) con un sistema di lenti ad una distanza di 0,56 Kpc.

I dati ottenuti fittano molto bene con il modello di una esoluna, ma un modello alternativo stella+pianeta fitta altrettanto bene. La conferma verra’ data con nuovi e ulteriori dati, ma al momento sembra che sia piu’ probabile un satellite attorno ad un pianeta che un sistema stella-pianeta. Al di la’ dei risultati in se” il microlensing diventa un metodo estremamente valido per la scoperta di esolune.

Articolo – A Sub-Earth-Mass Moon Orbiting a Gas Giant Primary or a High Velocity Planetary System in the Galactic Bulge, Bennett et al., arXiv:1312.3951 [astro-ph.EP] – Fonte – ArXiV: http://arxiv.org/abs/1312.3951.

Sabrina