di Michele Diodati
Lanciato il 7 marzo 2009, il telescopio spaziale Keplero non ha di certo deluso le aspettative degli astronomi. Sono ormai oltre cento gli esopianeti, cioè i pianeti orbitanti stelle diverse dal Sole, la cui esistenza è stata scientificamente confermata. A fianco di questi, vi sono poi migliaia di candidati pianeti in attesa di conferma (2.740 a gennaio 2013). E nuovi candidati continuano ad aggiungersi all'elenco, a mano a mano che i dati provenienti dallo spazio vengono esaminati e riesaminati da una vasta comunità di astronomi e di semplici appassionati.
Pianeti in transito
Il telescopio spaziale Keplero è, in estrema sintesi, un grande fotometro ininterrottamente puntato verso una precisa zona di cielo, posta tra le costellazioni del Cigno e della Lira, all'interno della quale registra le sia pur minime variazioni di luce di circa 160.000 stelle. Le eventuali variazioni osservate possono essere dovute a varie cause: un'eclisse da parte di una compagna binaria, effetti dell'attività stellare (macchie, brillamenti), il passaggio di un pianeta davanti al disco della stella. Quest'ultima causa, tecnicamente chiamata transito, produce una lievissima diminuzione della luminosità totale della stella, dell'ordine di una parte su diecimila per pianeti di raggio terrestre.
Per ogni stella nel suo campo visivo, Keplero fornisce una curva di luce, cioè un grafico della variazione della luminosità nel tempo. Studiando con attenzione le curve di luce, è possibile scoprire la presenza di un pianeta, la sua grandezza, la distanza dalla stella, il periodo orbitale e altro ancora: un tesoro di informazioni nascosto in un debole flusso di luce, compreso tra le frequenze del visibile e quelle del vicino infrarosso.
Due astronomi dell'Università di Harvard, la studentessa di dottorato Courtney Dressing e il suo professore David Charbonneau, si sono concentrati su una parte specifica del vasto campione di stelle monitorato da Keplero: le nane rosse. In uno studio in attesa di pubblicazione su The Astrophysical Journal, ma già disponibile in pre-stampa, i due presentano i risultati di una complessa analisi eseguita su un campione di 3.897 nane con temperatura effettiva al di sotto di 4.000 K, comprendenti 64 stelle che ospitano almeno un candidato pianeta, per un totale di 95 candidati.
L'aspetto intrigante di questo studio è che permette di formulare una previsione sul numero di pianeti di taglia terrestre in orbita intorno a nane rosse nelle vicinanze del sistema solare e, tra questi, sul numero di potenziali pianeti abitabili. Ma prima di arrivare alle conclusioni, vediamo per quale ragione Dressing e Charbonneau hanno scelto proprio le nane rosse tra le migliaia di stelle monitorate da Keplero.
Rappresentazione artistica di un ipotetico pianeta abitabile con due lune, in orbita intorno a una nana rossa. Cortesia: David A. Aguilar (CfA)
I vantaggi della stella piccola
In passato si riteneva che le nane rosse fossero luoghi sfavorevoli intorno ai quali cercare pianeti abitabili. A causa infatti della scarsa luminosità, pari a circa un millesimo di quella solare, la potenziale zona abitabile di una nana rossa cade molto vicino alla stella. Ciò sottopone l'eventuale pianeta che lì si trovasse a condizioni piuttosto pericolose per la vita come noi la conosciamo. Innanzitutto il pianeta sarebbe molto probabilmente bloccato in orbita sincrona, con un emisfero sempre illuminato e l'altro perennemente al buio. Il lato esposto alla stella si troverebbe così in balia della radiazione e del vento stellare, tanto più pericolosi quanto più la nana rossa fosse attiva e il pianeta sprovvisto di campo magnetico o di un valido filtro atmosferico. Nell'emisfero buio, invece, l'atmosfera ghiaccerebbe, rendendo impossibile qualsiasi forma di respirazione basata sul trasporto di gas.
Tuttavia studi recenti suggeriscono che vi sono possibilità di vita anche intorno alle nane rosse. In primo luogo, una quantità sufficiente di anidride carbonica impedirebbe all'atmosfera del pianeta di ghiacciare anche nell'eventuale emisfero oscuro. In secondo luogo, è possibile che un pianeta in zona abitabile sia imbrigliato da una risonanza orbitale simile a quella di Mercurio, con il risultato di mantenere una rotazione, magari molto lenta, ma differente dal periodo orbitale. In terzo luogo, un pianeta, anche se bloccato in orbita sincrona, potrebbe conservare, data la giusta distanza dalla stella, un oceano di acqua liquida nel luogo di maggiore insolazione (una sorta di "pupilla" abitabile). In quarto luogo, infine, non è detto che l'attività stellare, per quanto violenta e ravvicinata, sia incompatibile con la vita, anche in assenza di un campo magnetico sufficientemente forte. Un eventuale strato di ozono potrebbe essere distrutto periodicamente dalla radiazione ultravioletta della stella, ma altrettanto periodicamente potrebbe riformarsi. È inoltre possibile che i raggi UV siano in qualche modo addirittura indispensabili per l'innescarsi stesso del processo di formazione della vita.
Se tutto ciò è vero, allora le nane rosse diventano un bersaglio ottimale per la ricerca di esopianeti di tipo terrestre, perché presentano alcuni vantaggi indiscutibili rispetto a stelle più grandi e massicce come il Sole o ancora maggiori. Come spiegano gli autori dello studio,
Se un pianeta transitante nella zona abitabile di una stella di classe G transita una sola volta all'anno, un pianeta transitante nella zona abitabile di una stella di classe M con temperatura di 3.800 K transita cinque volte all'anno e la probabilità geometrica che un tale pianeta transiti davanti alla stella è 1,8 volte maggiore. Per di più, il segnale del transito di un pianeta di tipo terrestre orbitante una stella di tipo M da 3.800 K è 3,3 volte più profondo del transito di un pianeta di tipo terrestre davanti a una stella di tipo G, perché la prima stella è più piccola del 45% rispetto al Sole.
Insomma, un pianeta grande come la Terra che orbiti a poca distanza da una nana rossa è molto più facile da scoprire con il metodo del transito rispetto a un pianeta delle stesse dimensioni che orbiti alla distanza della Terra intorno a una stella grande come il Sole. Nel primo caso i transiti sono più probabili, più frequenti e causano nella luce stellare eclissi più profonde e perciò più facili da individuare.
Le nane rosse hanno inoltre il notevole vantaggio di essere le stelle più comuni di tutte: nelle sole vicinanze del sistema solare è stato calcolato che le nane di classe M sono dodici volte più abbondanti di quelle di classe G come il Sole. Ben il 75 per cento delle stelle dislocate entro 10 parsec dalla Terra sono nane di classe M. La vicinanza di tali stelle, benché siano intrinsecamente molto meno luminose delle stelle di tipo solare, le rende bersagli relativamente facili per la conferma, mediante la spettroscopia, della possibile presenza di esopianeti di massa terrestre in zona abitabile. Per esempio, il segnale indotto sulla velocità radiale di una stella di 0,55 masse solari e 3.800 K di temperatura effettiva, da un pianeta di massa terrestre situato nel mezzo della zona abitabile (cioè a 0,28 unità astronomiche dalla stella), sarebbe di 23 cm/s. Più del doppio del segnale indotto dalla Terra sul Sole, alla distanza di una unità astronomica, che è di appena 9 cm/s. Addirittura, nel caso di una nana rossa con temperatura effettiva di 3.200 K, il segnale sulla velocità radiale sarebbe di 1 m/s, pienamente alla portata degli spettrografi più sofisticati, come l'HARPS dell'ESO.
Una nana rossa giovane può essere soggetta a una violenta attività eruttiva, in grado di bombardare con particelle cariche e radiazioni altamente energetiche un eventuale pianeta orbitante in zona abitabile. Cortesia: David A. Aguilar (CfA)
Il lavoro di riclassificazione di Dressing e Charbonneau
La ricerca sulle nane rosse dei due scienziati è partita da una certosina revisione dei parametri stellari assegnati a 51.813 stelle classificate come fredde nel catalogo dei bersagli del telescopio spaziale Keplero (tutte le stelle con temperatura effettiva minore di 5.050 K). A questo corposo gruppo è stato poi aggiunto l'elenco delle 13.402 stelle inclassificate presenti nel campione osservato da Keplero.
La revisione è stata compiuta confrontando i colori di queste stelle, registrati nelle frequenze ottiche e nel vicino infrarosso, con i colori di stelle-modello, i cui parametri stellari sono stati usati come riferimento. Attraverso una procedura complessa, in cui si è tenuto conto anche della metallicità e dell'altezza sul piano galattico delle stelle esaminate, Dressing e Charbonneau si sono trovati con un campione finale di 3.897 stelle fredde, tutte con temperature effettive minori di 4.000 K e gravità superficiale maggiore di log g = 3,6. L'indicazione della gravità è importante per discriminare tra stelle evolute, come le giganti rosse, e stelle nane di sequenza principale: una gigante ha infatti, a parità di massa, una gravità superficiale molto inferiore rispetto a una stella giovane. Ben 4.420 stelle sono state infatti escluse dal campione finale perché la loro fotometria era compatibile con una gravità superficiale minore di log g = 3,6 e altre 608 perché la fotometria era insufficiente per decidere se fossero nane o giganti.
La revisione dei parametri delle 3.897 stelle del campione finale ha portato a una ridefinizione delle temperature effettive e del raggio stellare. La temperatura media è risultata di 3.723 K, il raggio medio di 0,45 raggi solari. La gravità superficiale non corrisponde più a quella riportata nel catalogo del telescopio Keplero: i nuovi parametri indicano che il 95 per cento delle stelle del campione ha una gravità maggiore di log g = 4,7, mentre quasi tutte queste stelle appaiono nel catalogo di Keplero con una gravità inferiore a log g = 4,7. La differenza dipende dal fatto che il raggio stellare è stata rivisto quasi sempre al ribasso:
Per una tipica stella fredda, abbiamo trovato che il raggio ricalcolato è solo il 69% del raggio originale elencato nel KIC [Kepler Input Catalog] e che la temperatura ricalcolata è 130 K più fredda di quella stimata originariamente. La maggioranza (96%) delle stelle ha raggi revisionati minori dei raggi riportati nel KIC e il 98% delle stelle sono più fredde delle loro temperature KIC.
Il cambiamento medio di raggio per una stella accompagnata da almeno un candidato pianeta è risultato essere di 0,19 raggi solari in meno (pari a un ridimensionamento del 29 per cento) e il calo di temperatura uguale a –102 K.
Il ricalcolo delle dimensioni delle stelle accompagnate da pianeti ha comportato un conseguente ricalcolo anche delle dimensioni dei loro candidati pianeti. Una medesima durata della piccola eclisse registrata nelle curve di luce di Keplero si traduce infatti in un raggio minore del pianeta, se il disco stellare da attraversare in quel tempo è più piccolo. In sintesi, ciò che gli autori hanno trovato è che il raggio di un tipico candidato pianeta è del 29 per cento minore rispetto ai valori riportati negli studi più recenti. Dal lavoro di Dressing e Charbonneau risulta, pertanto, che le nane rosse del campione considerato sono più piccole e più fredde di quanto in precedenza stimato e che sono orbitate da pianeti più piccoli.
La distribuzione dei pianeti intorno alle nane rosse
Delle 3.897 stelle con temperature effettive al di sotto di 4.000 K rimaste al termine della selezione, 64 hanno candidati pianeti. Di queste 64, 47 hanno un solo pianeta, 7 hanno due pianeti, 6 tre pianeti e 4 quattro pianeti, per un totale di 95 pianeti.
Di questi 95, 47 hanno un raggio compreso tra 0,5 e 1,4 raggi terrestri, 43 tra 1,4 e 4 raggi terrestri, 4 oltre 4 raggi terrestri. Solo un candidato pianeta ha raggio inferiore a 0,5 raggi terrestri (ma, più che a una reale scarsità di pianeti piccoli, è probabile che ciò sia dovuto all'incompletezza dei dati disponibili e alla difficoltà di rilevare il transito di pianeti con raggio minore di quello terrestre).
L'analisi del rapporto tra le dimensioni dei candidati pianeti e dei loro periodi orbitali rivela che, per periodi minori di 50 giorni, la frequenza di pianeti con raggio minore di 2,8 raggi terrestri è maggiore della frequenza di pianeti con raggio superiore a 2,8 raggi terrestri. Ciò sembra suggerire che pianeti grandi con periodi inferiori a 50 giorni sono piuttosto rari intorno a stelle piccole (in particolare, l'analisi dei dati mostra che i pianeti più frequenti di tutti, tra quelli con periodi inferiori a 50 giorni, hanno raggio compreso tra 1 e 1,4 raggi terrestri).
Questa indicazione appare piuttosto solida, in considerazione del fatto che, nonostante i pianeti giganti siano i più facili da scoprire attraverso le osservazioni di Keplero, sono stati trovati solo quattro pianeti con raggio superiore a quattro raggi terrestri intorno alle nane fredde osservate dal telescopio Keplero. Ciò del resto è in accordo con i modelli teorici di formazione planetaria per accrezione del nucleo: una nana fredda emerge da un disco protoplanetario che non ha la grandezza e la densità sufficienti per produrre abbastanza pianeti giganti, prima che il disco stesso sia dissipato dalla radiazione stellare.
Un'ulteriore indicazione sulla distribuzione dei pianeti intorno a nane fredde viene dall'analisi del rapporto tra temperatura stellare e dimensione dei pianeti orbitanti. Suddividendo il campione di nane rosse con pianeti in un gruppo caldo, con temperature effettive tra 3.723 K e 4.000 K, e in un gruppo freddo, con temperature effettive minori di 3.723 K, è risultato che i pianeti con raggio compreso tra 1,4 e 4 raggi terrestri e periodi orbitali minori di 50 giorni hanno una frequenza di 0,60 per stella nel gruppo caldo e di solo 0,19 per stella nel gruppo freddo. Al contrario, la frequenza media dei pianeti con raggio compreso tra 0,5 e 1,4 raggi terrestri è risultata molto simile nei due gruppi: 0,49 per una stella del gruppo caldo e 0,45 per una stella del gruppo freddo. Ciò sembra indicare che i pianeti relativamente più grandi della Terra sono più comuni intorno alle nane rosse più calde e più rari intorno alle nane rosse più fredde.
La distribuzione dei pianeti con periodi orbitali inferiori a 50 giorni intorno alle nane rosse del campione esaminato. In ascissa, il raggio del pianeta espresso in raggi terrestri, in ordinata il numero di pianeti per stella. Cortesia: Courtney Dressing, David Charbonneau (2013)
Pianeti in zona abitabile
I dati ricavati dalla ricalibrazione dei parametri stellari e planetari dei 64 sistemi con pianeti, confrontati con i dati, anch'essi ricalibrati, relativi alle nane rosse per le quali il telescopio spaziale Keplero non ha finora individuato pianeti, permettono di ottenere stime relativamente precise sulla frequenza di pianeti abitabili in orbita intorno a nane rosse.
Il problema, a tal riguardo, è come sempre nella definizione di pianeta (e zona) abitabile. Purtroppo la Terra rimane per ora l'unico luogo dell'universo nel quale siamo certi che esista vita. Di conseguenza, gli unici parametri di abitabilità che conosciamo sono appunto quelli relativi al nostro pianeta. Ignoriamo completamente se esista vita altrove e, soprattutto, se vi siano forme di vita che possono nascere e prosperare in condizioni del tutto diverse da quelle terrestri.
Data questa limitazione, al momento insuperabile, la "zona abitabile" di una stella può essere definita ragionevolmente come la regione di spazio in cui l'acqua può esistere allo stato liquido, stabilmente, sulla superficie di un pianeta. Per essere più precisi, la zona abitabile è una fascia orbitale che ha un bordo interno, corrispondente alla distanza in cui l'acqua liquida viene perduta a causa dell'eccesso di radiazione, e un bordo esterno, posto alla distanza in cui l'anidride carbonica comincia a condensare. Questa è la definizione che adottano Dressing e Charbonneau nel loro studio. In base ad essa, nel sistema solare la zona abitabile si estende tra 0,95 e 1,37 unità astronomiche di distanza dal Sole: la Terra vi cade fortunatamente dentro, sia pure più vicina al bordo interno che a quello esterno.
Ma le nane rosse sono molto meno luminose e calde del Sole. Dunque la loro zona abitabile è molto più vicina alla stella di quanto accada nel sistema solare. Per i 64 sistemi con pianeti qui esaminati, la zona abitabile comincia non prima di 0,08 e termina non oltre 0,4 unità astronomiche di distanza dalla stella: una fascia corrispondente a periodi orbitali compresi tra 17 e 148 giorni. Purtuttavia, la stragrande maggioranza dei 95 candidati pianeti scoperti da Keplero intorno a nane con temperature inferiori a 4.000 K è troppo vicina alla propria stella per raggiungere almeno il bordo interno della zona abitabile.
Solo tre pianeti su 95 cadono felicemente all'interno dell'area "benedetta" dalla possibilità di avere acqua liquida in superficie. Le loro sigle sono KOI 854.01, KOI 1422.02 e KOI 2626.01. I loro raggi sono rispettivamente 1,69, 0,92 e 1,37 volte quello terrestre. Tre pianeti sono comunque sufficienti per ricavare una previsione statistica sulla frequenza di pianeti in zona abitabile in orbita intorno a nane rosse:
Abbiamo trovato che pianeti con lo stesso raggio e insolazione di KOI 854.01, 1422.02 e 2626.01 avrebbero potuto essere scoperti, rispettivamente, intorno a 3741 (96%), 2579 (66%) e 3536 (91%) nane fredde. Ciò implica che il tasso di frequenza di pianeti di grandezza terrestre (0,5 – 1,4 raggi terrestri) nella zona abitabile è di 0,06 pianeti per stella (+0,06, -0,03) e il tasso di frequenza di pianeti più grandi (1,4 – 4 raggi terrestri) è di 0,03 pianeti per stella (+0,05, -0,02). Abbiamo trovato un limite inferiore di 0,015 pianeti di grandezza terrestre e di 0,003 pianeti tra 1,4 e 4 raggi terrestri per nana fredda, con una confidenza del 95%.
È una previsione tutto sommato confortante: ci dice che sei nane rosse ogni cento hanno un pianeta in zona abitabile di grandezza simile o uguale a quella della Terra e, dunque, probabilmente, dotato di una superficie solida in grado di ospitare oceani o mari di acqua liquida. Se pensiamo, poi, che le nane rosse sono di gran lunga le stelle più comuni nella Via Lattea, il numero di pianeti di taglia terrestre posti in zona abitabile raggiunge cifre da capogiro.
La previsione è confortante anche in vista della ricerca di pianeti abitabili intorno alle stelle più vicine. Dato che vi sono almeno 248 nane di classe M entro 10 parsec di distanza dalla Terra (32,6 anni luce), Dressing e Charbonneau stimano che vi siano almeno tre pianeti di taglia terrestre in zona abitabile, distribuiti intorno a qualcuna di queste stelle.
La statistica ci permette di calcolare anche la distanza minima dalla Terra di un potenziale pianeta abitabile. E potrebbe essere davvero vicino, astronomicamente parlando (appena 13 anni luce nel caso più fortunato):
Applicando una correzione geometrica per la probabilità del transito e assumendo che la densità spaziale di nane di classe M sia uniforme, abbiamo trovato che il più vicino pianeta transitante di taglia terrestre nella zona abitabile di una nana M si trovi a meno di 29 parsec di distanza, con una confidenza del 95%. Eliminando il requisito del transito, abbiamo trovato che il più vicino pianeta non transitante di taglia terrestre nella zona abitabile si trovi entro 7 parsec, con il 95% di condifenza. Le distanze più probabili dai più vicini pianeti di taglia terrestre nella zona abitabile è di 18 parsec [59 anni luce] se transitante e di 4 parsec [13 anni luce] se non transitante.
La fascia verde identifica la zona abitabile intorno alle nane rosse con pianeti nel campione esaminato da Dressing e Charbonneau (solo tre pianeti cadono in zona abitabile). In ascissa, la quantità di luce ricevuta da ciascun pianeta, con incremento logaritmico da sinistra verso destra. In ordinata, il raggio planetario espresso in raggi terrestri. Cortesia: C. Dressing (CfA)
Le proprietà dei candidati pianeti vicini o interni alla zona abitabile della loro stella. Le colonne contengono, da sinistra a destra: l'identificativo del pianeta come oggetto d'interesse di Keplero (KOI); il numero identificativo della stella nel catalogo di Keplero (KID); la temperatura effettiva della stella; il raggio stellare in relazione al raggio solare; la metallicità della stella; il periodo orbitale del pianeta; il raggio del pianeta espresso in raggi terrestri; l'insolazione del pianeta espressa in unità d'insolazione terrestre. Cortesia: Courtney Dressing, David Charbonneau (2013)
Riferimenti
[1302.1647v1] The Occurrence Rate of Small Planets around Small Stars
Abstract: We use the optical and near-infrared photometry from the Kepler Input Catalog to provide improved estimates of the stellar characteristics of the smallest stars in the Kepler target list ...
CfA Press Room
"We thought we would have to search vast distances to find an Earth-like planet. Now we realize another Earth is probably in our own backyard, waiting to be spotted," said Harvard astronomer and ...
NULL]
The Kepler spacecraft monitors 160,000+ stars with continuous, 30-min or 1-min sampling. Kepler's primary science objective is transit-driven exoplanet detection with emphasis on terrestrial, R < ...
Kepler (spacecraft) - Wikipedia, the free encyclopedia
The Kepler observatory is "specifically designed to survey a portion of our region of the Milky Way galaxy to discover dozens of Earth-size planets in or near the habitable zone and determine how ...
Red dwarf - Wikipedia, the free encyclopedia
As late-type red dwarfs are fully convective, helium does not accumulate at the core and, compared to larger stars such as the Sun, they can burn a larger proportion of their hydrogen before leaving
Courtney Dressing
Website for Harvard Astronomy Graduate Student Courtney Dressing
David Charbonneau at Harvard University
I am a Professor in the Department of Astronomy at Harvard University and an astronomer at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, Massachusetts. My research goals are to ...
After Huntsville, a Red Dwarf Bonanza
Returning from Huntsville after the Tennessee Valley Interstellar Workshop, I was catching up on emails at the airport when the latest news about exoplanets and red dwarfs popped up on CNN. It was ...
RECONS CENSUS OF OBJECTS NEARER THAN 10 PARSECS
To be a member of the RECONS 10 Parsec Sample, a star (and any attending companions) must have a trigonometric parallax of 100 milliarcseconds or more, and an error in that parallax of less than 10
Surface gravity - Wikipedia, the free encyclopedia
Surface gravity is measured in units of acceleration, which, in the SI system, are meters per second squared. It may also be expressed as a multiple of the Earth's standard surface gravity, g = ...
Pacman
Nostradamus
Magical Cat Adventure
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