Dopo tanti mesi di lavoro e' ormai pronta la 6 Edizione della nostra
grande mostra dedicata a L'ESPLORAZIONE DEL SISTEMA SOLARE, che
si aprira' a Saronno dal 19 Ottobre al 22 Dicembre e che, come valore
scientifico e didattico e' UNICA IN EUROPA (vedi depliant a colori
allegato).
La mostra, in aggiunta al materiale delle passate edizioni, raggruppera'
tutte le grandi scoperte del triennio sui corpi del Sistema Solare,
compresa tutta una serie di recentissime novita'. Si, perche' e' suc cesso
davvero di tutto durante i passati mesi estivi!
Il 26 Giugno e il 6 Settembre la SONDA GALILEO, in orbita attorno a
Giove dal 7 Dicembre'95 ha cominciato ad inviare incredibili immagini di
Ganimede (ma anche di Europa ed Io, nonche' delle nuvole di Giove).
Nella prima settimana di luglio si sono radunati, a Capri, in Italia
scienziati da tutto il mondo (anche noi del GAT eravamo presenti con
una importante comunicazione scientifica) per il grande congresso
BIOASTRONOMY'96, caratterizzato dalle prime prove inconfutabili
dell'esistenza di pianeti extrasolari. Proprio a questo argomento
dedichiamo questa nostra lettera.
Il 16 Agosto sulla rivista americana SCIENCE un team di scienziati della
NASA guidati da D.McKay ha annunciato di aver rintracciato TRACCE
FOSSILI DI BATTERI MARZIANI nella meteorite ALH84001.
A partire da Settembre la COMETA HALE-BOPP, nonostante si trovasse
ancora a 300 milioni di Km dal Sole, ha letteralmente stupefatto gli
studiosi con una serie di incredibili fenomeni indicanti un'attivita' gia'
parossistica (vedi CCD news su questa lettera).
Il merito dei grandi progressi in questo campo risiede nella misura
Doppler delle minime variazioni di velocita' radiale (pochi
metri/secondo) che uno o piu' pianeti producono sulla stella attorno a
cui ruotano (per esempio Giove produce sul Sole una oscillazione
ritmica e lievissima di circa 13 metri/secondo, con un periodo di 12
anni). Misure cosi' lievi sono teoricamente possibili solo valutando, per
effetto DOPPLER, lo spostamento verso il blu e verso il rosso, di certe
linee spettrali particolarmente intense nello spettro della stella in
esame. Pionieri di questa affasciante ricerca sono i californiani G.Marcy
e e P. Butler che hanno equipaggiato il riflettore Lick da 3 metri con uno
spettrografo capace di raggiungere la incredibile risoluzione di 3
metri/secondo: con questo strumento, da poco piu' di un anno, stanno
testando un centinaio di stelle di tipo solare e hanno gia' scoperto una
mezza dozzina di pianeti di taglia gioviana. In realta', la prima scoperta
di un pianeta extrasolare con questa tecnica e' merito di un altro
gruppo: quello di M.Mayor e D.Queloz (Universita' di Ginevra) che,
durante il 9 congresso sulle stelle fredde tenutosi a Firenze il 6
Ottobre'95, annunciarono di aver scoperto un pianeta di 0,47 masse
gioviane (Mg), in orbita perfettamente circolare, a 0,05 U.A. alla stella 51
Peg. Questa estrema vicinanza comporta anche un periodo orbitale
incredibilmente corto: solo 4,23 giorni!
Merito assoluto della scoperta va al primo spettrografo in grado di
misurare oscillazioni radiali di tipo,'gioviano' (13 m/sec) che gli
scienziati svizzeri collegarono al riflettore da 2 metri dell'Osservatorio
di Alta Provenza. E' comunque necessario sottolineare che massa di
0,47 Mg stimata per 51Peg B e' solo un LIMITE INFERIORE. In parole
povere, la massa potrebbe essere anche molto maggiore, arrivando a
rasentare (ma cio' e' assolutamente improbabile) quella di una stella
vera e propria. Vediamo di capire il perche' di questo punto molto
importante. Quello che si misura spettroscopicamente e' solo la
componente v della velocita vera V, diretta verso l'osservatore (definita
come velocita radiale). Tra velocita radiale e velocita' vera esiste la
semplice relazione v= V.sen i dove i e' l'angolo tra il piano orbitale del
pianeta e la perpendicolare alla linea visuale. Siccome la massa del
pianeta e' direttamente collegata alla variazione di velocita' indotta nel
moto della stella centrale, e' chiaro che m= M.sen i (dove M=massa vera
ed m=massa apparente dedotta dalla velocita' radiale). La massa
apparente (intesa come limite MINIMO di massa) concide con la massa
vera solo nel caso che il piano orbitale del pianeta sia visto esattamente
di profilo (in questo caso, infatti, i=90 e sen i=1). Per contro, la massa
apparente diventa una frazione sempre piu' piccola della massa vera,
con piu' l'orbita tende a disporsi perpendicolarmente alla linea di vista
(in questo caso, essendo i prossimo a 0 , sen i diviene molto piccolo e
quindi M=m.sen i assume un valore molto grande). Nel caso specifico di
51Peg B, se la sua orbita fosse vista quasi di piatto, la sua massa
potrebbe addirittura arrivare a quella di una piccola stella. Sono molti,
pero', gli indizi che fanno escludere questa possibilita'. Un motivo e'
semplicemente statistico: si puo' infatti calcolare che la probabilita' di
un'orbita perfettamente perpendicolare alla linea visuale e' di 1 su
40.000! E, in ogni caso, c'e' una probabilita' del 99% che la massa di
51Peg B sia < 4 Mg (masse gioviane). Un secondo motivo e' puramente
osservativo: dalle variazioni spettrali collegate alla rotazione di 51 Peg
si deduce infatti che la stiamo osservando quasi di taglio e che quindi
questa debba essere la posizione geometrica dei suoi eventuali pianeti
(ricordiamo che tutti i modelli teorici impongono che i pianeti si formino
sul piano equatoriale della loro stella).
PIANETI E NANE BRUNE.
Ma qual'e' il limite di massa che puo' competere ad un pianeta vero e
proprio? Secondo i calcoli teorici di Alan Boss (Cornegie Institution di
Washington), dal processo classico di formazione stellare, che passa
attraverso la frammentazione di nubi intertellari, non si possono
formare oggetti con massa inferiore a 10 Mg (dunque si puo' parlare di
pianeta solo se la massa e' inferiore a questo limite). Rimane,
comunque il fatto che solo a partire da 80 Mg una stella puo' innescare
al suo interno reazioni termonucleari: cosi' le sfere di idrogeno con
massa compresa tra 10 e 80 masse gioviane vengono definiti dagli
astronomi NANE BRUNE. Nane brune che sono rimaste nel regno delle
ipotesi finche', proprio al congresso dell'Ottobre'95 a Firenze, il gruppo
di S.Kalkarni del Caltech non ha presentato le prime prove inconfutabili
dell'esistenza di una di esse, scoperta attorno ad una nana rossa
conosciuta come Gliese 229 (GL229). Dopo il caso di GL 229 B, la lista
delle nane brune ritrovate attorno a stelle normali e' ormai arrivato ad
una mezza dozzina. Quando poi la massa e' proprio attorno al valore
limite di 10 Mg e' la forma dell'orbita a decidere: un'orbita circolare e'
infatti tipica di un pianeta mentre un'orbita ellittica e' indizio di genesi
stellare. Un esempio di questo tipo e' quello di HD114762, una stella di
classe F9V distante circa 90 anni luce. Gia' nel 1989 un folto team
internazionale guidato da D.Latham riusci' a realizzare ben 280 misure
di velocita' radiale in tre osservatori distinti (Wipple in USA, Alta
Provenza in Francia ed ESO a la Silla). Risulto' evidente nel moto della
stella un' oscillazione di 570 metri/secondo con un periodo asimmetrico
di 84 giorni. Il tutto si spiegava bene con la presenza di un compagno
orbitante in un'orbita molto ellittica (e=0,25) con semiasse maggiore di
0,38 U.A. e dotato di una massa minima di 11 Mg, un valore
recentemente confermato anche dal gruppo californiano di Marcy e
Butler.
Per quanto riguarda la formazione vera e propria di sistemi planetari, le
simulazioni del gruppo di D.Lin indicano che vicino alla stella centrale
si possono formare solo piccoli corpi rocciosi di tipo terrestre mentre a
partire da una distanza di 5 U.A., dove la temperatura e' molto bassa, si
colloca la zona dei pianeti giganti, la cui massa limite sembra prossima
alle 2 Mg.
A questo punto, di fronte all'idea dominante che pianeti di taglia
gioviana si potessero formare solo a partire da 5 U.A. dalla stella
centrale e che, quindi avessero periodi orbitali di almeno una decina
d'anni, era inevitabile prevedere, per la loro ricerca, periodi di tempo
molto lunghi. Questa e' stata la ragione per la quale G.Marcy e P. Butler,
nonostante misurassero velocita' radiali su un campione di 120 stelle
da almeno 8 anni, non avevano minimamente pensato di ricercare
pianeti giganti a breve periodo di rivoluzione (quindi assai vicino alle
stelle sotto esame). Sta di fatto che,dopo l'annuncio dei colleghi
svizzeri al congresso di Firenze, bastarono a G. Marcy e P.Butler 4
giorni e 27 misure per confermare, senza ombra di dubbio, l'esistenza di
51Peg B. Un oggetto che, comunque, piu' che un pianeta e' un
concentrato di stranezze. Intanto, trovandosi a soli 7 milioni di Km dalla
stella centrale, la sua temperatura dev'essere decisamente torrida,
dell'ordine di 1000 o 2000 C. Essendo inoltre la sua massa di tipo
gioviano, i calcoli del gruppo di T. Guillot (Universita' dell'Arizona)
imporrebbero che 51Peg B debba ancora possedere la stessa
composizione di base di Giove (H2/He) senza, pero'la presenza di speci
molecole piu'complesse. In particolare l'acqua dovrebbe essere ancora
presente, mentre dovrebbero essere assenti due composti molto
importanti per spiegare le colorazioni dell'atmosfera esterna di Giove,
vale a dire CH4 (metano) e NH3 (ammoniaca).
LA LISTA SI ALLUNGA .....
Dopo la scoperta di 51 Peg B, G.Marcy e P.Butler, che dal 1987 avevano
accumulato una gran quantita' di dati su velocita' radiali di stelle vicine
senza averne ancora intrapreso uno studio sistematico, iniziarono
immediatamente, nel Novembre'95 un'indagine accurata delle misure
relative alle prime 60 stelle. Fu un lavoro intenso e complesso che per
due mesi richiese l'utilizzo per 14 ore al giorno di una mezza dozzina di
supercomputer SPARC 20, messi a disposizione dalla Sun Microsystem.
Subito furono individuati altri due pianeti: uno attorno alla 70 Virginis,
l'altro attorno alla stella 47 Ursae Majoris. Era solo l'inizio di una serie
continua di scoperte: 55 Cancri (55 Cnc ovvero HR3522) in Aprile, TAU
Bootis (TAU Boo ovvero HR5185) in Giugno, Upsilon Andromedae (Y
And ovvero HR458) in Luglio.
Attorno a TAU Boo (una stella di tipo solare a 60 anni luce dalla Terra),
1,3 anni di misure Doppler hanno permesso di scoprire una variazione
della velocita' radiale di 468 metri/sec che si ripete con perfetta
simmetria ogni 3,31 giorni: da qui la deduzione della presenza di un
pianeta a 0,046 U.A. dalla stella, in orbita perfettamente circolare
percorsa in 3,31 giorni. Dinamicamente, dunque, TAU Boo B e' assai
simile a 51Peg B. Molto differente e' invece la massa: l'eccezionale
ampiezza delle oscillazioni di velocita' porta ad un valore minimo di
massa di 3,87 Mg. Una massa quasi 10 volte maggiore di quella di
51Peg B, per la quale risulta ancora piu' difficile giustificarne
teoricamente l'estrema vicinanza alla stella centrale.
Il caso di 70 Vir (una stella di tipo solare distante 29 anni luce) e'
completamente diverso. Nel suo movimento si sono infatti riscontrate
variazioni di velocita' di 311 metri/sec che si ripetevano ogni 116,6
giorni ma con un andamento NON perfettamente sinusoidale. Fu
immediato attribuire questo effetto ad un pianeta (70 Ver B) ruotante
attorno alla stella principale su un'orbita fortemente ellittica (e= 0,43),
con semiasse maggiore di 0,43 U.A. La massa minima di 70 Vir B risulta
di 6,5 Mg. Questo valore, pero', come visto in precedenza, e' solo un
valore minimo postulato nel caso che l'orbita sia vista esattamente di
taglio. Addirittura la massa potrebbe essere quella di una nana bruna
(M> 10 Mg) se la sua orbita fosse vista esattamente di piatto. In
definitiva, sia per massa che per forma orbitale, 70 Vig B sembra molto
simile al gia' ricordato compagno di HD114762: in entrambi i casi la
probabilita' che si tratti di nane brune si fa leggermente preferire
all'ipotesi planetaria.
Ancora differente e' la situazione dell'oggetto orbitante attorno a 47
Ursae Majoris che, secondo i dati di 1996 Marcy e Butler, produce sulla
stella primaria un' oscillazione di 47 metri/secondo con un periodo
perfettamente sinusoidale di 1088 giorni (3,02 anni). I calcoli mostrano
che a produrle dev'essere un pianeta con massa minima di 2,46 Mg,
distante dalla stella 2,1 U.A. e posto in un'orbita perfettamente
circolare. 47 UMa B e', dunque, forse il pianeta piu' simile a Giove tra
quelli inizialmente scoperti.
Molto simile alla situazione di 47UMa sembra quella di LALANDE 21185,
attorno a cui, secondo le misure astrometriche dal gruppo di
G.Gatewood ruoterebbe, a circa 3 U.A. un pianeta di 0,9 Mg, in orbita
praticamente circolare percora in 5,8 anni.
Assolutamente eccezionale e' invece il caso di HR 3522, ovvero 55
Cancri, reso noto da Marcy e Butler nell'Aprile'96. Lo spesso Butler ne
ha diffusamente parlato a BIOASTRONOMY'96, sottolineando come sia
il primo esempio di sistema planetario scoperto attorno ad una stella
doppia. Si', perche' 55 Cnc e' un sistema binario, composto da una
stella di classe G8V e da una stella di classe M5V. che si ruotano
reciprocamente attorno in 30.000 anni, ad una distanza media di 1150
U.A. Variazioni Doppler di 72 metri/secondo con periodicita' di 14,76
giorni indicano la presenza di un primo pianeta (55 Cnc B) di 0,78 Mg
che ruota in maniera perfettamente circolare a 0,11 U.A. dalla stella.
Variazioni Doppler secondarie farebbero inoltre pensare ad un secindo
pianeta di massa >5Mg, posto a distanza >5 U.A.(55 Cnc C). 55 Cnc B
ha, dunque, molte somiglianze con 51 Peg B, anche se la sua distanza
dalla stella e' quasi doppia.
L'ultimo 'nato' di questa famiglia 'extrasolare'si trova attorno ad Y
Andromedae (una stella di m=4 e classe F7V situata a 53 anni luce di
distanza) e il suo annuncio e' stato dato in esclusiva da G.Marcy a
BIOASTRONOMY'96. Si tratta, quasi, di un gemello di 51 PegB: Y And B,
infatti induce, nel moto della sua stella variazioni Doppler di 75
metri/secondo, con una periodicita' di 4,6 giorni. Se ne deduce che Y
And B deve avere una massa minima di 0,6 Mg e deve ruotare a 0,054
U.A. dalla stella, in un'orbita perfettamente circolare.
In definitiva, a tutto luglio'96, erano 7 i pianeti extrasolari sicuramente
accertati attorno ad altrettante stelle di tipo solare. E' notevole il fatto
che uno di essi sia stato scoperto su una stella binaria (55 Cnc). Per un
evidente effetto di selezione dei metodi di rilevazione le loro masse
sono come minimo paragonabili a quelle di Giove. E' pero' molto
curioso il fatto che se la massa e' < 5 Mg le orbite sono circolari, mentre
(come succede nel caso di 70 Vig B) se la massa (MINIMA) e' >5 Mg le
orbite sono ellittiche: l'impressione e' che i pianeti VERI siano proprio
quelli con orbita circolare, mentre le orbite ellittiche stiano comunque
ad indicare un'origine 'stellare' come nana bruna. Peraltro le stesse
tecniche hanno ormai portato a 5 le nane brune sicuramente accertate.
