Gli esopianeti più vicini alla Terra
Orbitano quasi tutti intorno a nane rosse: stelle molto diverse dal Sole, più piccole, molto meno luminose e in genere molto più attive del Sole. Alcuni di tali pianeti si trovano all’interno della zona abitabile, quella che consente la presenza di acqua allo stato liquido. Potrebbe persino esserci vita su qualcuno degli esopianeti nei nostri dintorni galattici, ma non è per niente facile accertarsene
A tutt’oggi, gli esopianeti di cui è confermata l’esistenza sono 4.171. La grande maggioranza di essi, ben 3.170, è stata scoperta attraverso il metodo del transito, cioè misurando le piccolissime diminuzioni del flusso luminoso di una serie di stelle, causato dal passaggio di un pianeta davanti al disco stellare, lungo la nostra visuale verso la stella osservata.
Ma tutti gli esopianeti più vicini alla Terra di cui esiste conferma ufficiale sono stati scoperti con un altro metodo, quello della velocità radiale. Tale metodo si basa su osservazioni spettroscopiche di alta qualità. Va chiarito che i pianeti non sono visibili in alcun modo, così come accade, del resto, anche con il metodo del transito. Ciò che viene misurato è lo spostamento periodico verso il rosso o verso il blu delle righe spettrali della luce proveniente dalla stella osservata. Tale spostamento, dovuto all’effetto Doppler, è causato dalle oscillazioni della stella intorno a un centro di massa, prodotte dall’attrazione gravitazionale esercitata da uno o più pianeti che le orbitano intorno. L‘ampiezza e la periodicità delle oscillazioni stellari misurate attraverso la spettroscopia Doppler forniscono preziose informazioni sui pianeti che le inducono.
Il metodo della velocità radiale è particolarmente efficace quando applicato a stelle relativamente vicine e poco massicce, come le nane rosse [1]. La vicinanza consente di ottenere spettri di alta qualità anche per stelle poco luminose, mentre una massa ridotta rende maggiori le oscillazioni stellari indotte dalla gravità di eventuali pianeti. Grazie a questa combinazione di fattori e all’uso di spettrografi ultra-sensibili, in grado di misurare variazioni della velocità radiale inferiori al metro al secondo, negli ultimi anni gli astronomi sono riusciti a scoprire una serie di pianeti di massa simile alla Terra, in orbita intorno a stelle piccole e vicine.
Tali scoperte permettono di colmare, almeno per i nostri dintorni galattici, il vuoto di conoscenza derivante dai limiti del metodo del transito. Questo metodo, infatti, permette di scoprire solo sistemi planetari in cui il piano orbitale dei pianeti giace lungo la visuale che collega la stella osservata alla Terra. Si stima che solo l’1–2% dei sistemi planetari possieda questo orientamento per noi fortunato, sicché il metodo del transito è in un certo senso come un setaccio con le maglie troppo larghe: solo una piccola percentuale dei pianeti effettivamente esistenti finisce impigliata nelle sue maglie.
Il metodo della velocità radiale non soffre di questa limitazione. L’unico caso in cui non funziona è quando il piano orbitale di un esopianeta è esattamente perpendicolare alla linea di vista con la Terra. In quel caso, le oscillazioni della stella prodotte dalla gravità del pianeta sono tutte trasversali rispetto al nostro punto di osservazione, sicché non lasciano tracce nelle misurazioni della velocità radiale.
Al contrario, se la velocità radiale della stella osservata risente della gravità di un pianeta, allora sappiamo che il piano orbitale di quest’ultimo non può essere perpendicolare alla nostra visuale. Il limite, in tal caso, è che ignoriamo in genere quale sia l’inclinazione esatta del piano orbitale del pianeta rispetto alla nostra visuale. Ciò si ripercuote sulle informazioni ottenibili attraverso le variazioni della velocità radiale. Possiamo pertanto ricavare solo la massa minima di un esopianeta, non la sua massa effettiva [2]. Altre informazioni ottenibili attraverso l’impiego di questo metodo sono il periodo orbitale, il semiasse maggiore dell’orbita e la sua eccentricità. Non è moltissimo, ma è più che sufficiente per formarsi un quadro generale della struttura di un sistema planetario.
Quella che segue è una descrizione essenziale dei quindici sistemi planetari più vicini alla Terra, scoperti negli ultimi anni attraverso le variazioni della velocità radiale delle stelle osservate. L’elenco è limitato ai sistemi che si trovano entro quattro parsec di distanza dal Sole, cioè entro 13 anni luce. Come il lettore noterà, la grande maggioranza degli esopianeti all’interno di tale raggio orbita intorno a piccole e deboli nane rosse. In ogni caso, nessuna delle stelle con pianeti entro 13 anni luce dalla Terra è più massiccia del Sole.
Inoltre, la maggior parte degli esopianeti in questo elenco appartiene alla categoria delle super-Terre: pianeti probabilmente rocciosi con masse comprese tra due e dieci masse terrestri. È possibile che la loro sovrabbondanza sia un semplice effetto di selezione. Non possediamo ancora, cioè, spettrografi sufficientemente potenti da cogliere nelle variazioni della velocità radiale delle stelle osservate il segnale di tutti i pianeti di massa terrestre o anche inferiore effettivamente esistenti. È possibile, anche, però, che il Sistema Solare, con la sua mancanza di super-Terre e la sua abbondanza di giganti gassosi, sia un’eccezione rispetto alla struttura tipica dei sistemi planetari che si formano intorno a stelle più piccole e meno massicce del Sole. Sicuramente ne sapremo di più nei prossimi anni e decenni.
Quel che è certo è che, nel raggio di pochi anni luce dalla Terra, esistono alcuni pianeti che sembrano bersagli ottimali per la ricerca di biomarcatori. I più interessanti, per quanto ne sappiamo al momento, sono Proxima b, Ross 128 b, Tau Ceti e, GJ 1061 d, Luyten b, Teegarden b e Kapteyn b.
Nei titoli seguenti, le lettere tra parentesi si riferiscono a candidati pianeti, cioè esopianeti della cui esistenza non esiste ancora conferma definitiva attraverso un metodo di ricerca diverso da quello usato per la scoperta.
Proxima b, (c), (d)
Il sistema in assoluto più vicino alla Terra è quello della nana rossa Proxima Centauri, terzo e più fioco membro del sistema triplo di Alfa Centauri. Proxima dista da noi 4,24 anni luce, cioè appena qualcosa in più di 40.000 miliardi di km. Appartiene alla classe spettrale M5.5V, ha una temperatura efficace di 2900 K e una luminosità pari a solo 1,6 millesimi della luminosità solare. Il raggio e la massa sono rispettivamente il 14% e il 12% dei rispettivi valori solari [3].
Intorno alla nana rossa orbitano almeno due pianeti. Il primo, Proxima b, è il più interno dei due ed è stato scoperto nel 2016. Uno studio recentissimo, in via di pubblicazione su Astronomy & Astrophysics, fornisce le informazioni più aggiornate al suo riguardo, usando i precisissimi dati ottenuti dallo spettrografo ESPRESSO dell’ESO. Secondo questi ultimi dati, combinati con quelli di precedenti osservazioni, Proxima b ha una massa minima di 1,173 ± 0,086 masse terrestri [4] e un periodo orbitale di 11,18 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura meno di 1/20 della distanza che separa la Terra dal Sole: 7,2 milioni di km, pari a 0,0485 au (cioè unità astronomiche [5]). Tuttavia, a causa della bassissima luminosità di Proxima Centauri, Proxima b rientra nella zona abitabile [6], ricevendo un’irradiazione pari al 64% di quella terrestre.
A causa della sua vicinanza alla stella, il pianeta è molto probabilmente bloccato in rotazione sincrona. Mostra cioè sempre lo stesso emisfero a Proxima Centauri, così come la Luna fa con la Terra. Se questa è la situazione, la pioggia di raggi X e ultravioletti che la nana rossa riversa sul pianeta, calcolata in circa 60 volte la dose media che la Terra riceve dal Sole, si riverserebbe principalmente sull’emisfero illuminato, riservando condizioni di maggiore abitabilità alle regioni crepuscolari o notturne del pianeta. In ogni caso, Proxima b è di certo il bersaglio più vicino, e al momento il più interessante, per la ricerca di biomarcatori.
Il secondo pianeta del sistema, Proxima c, identificato in uno studio pubblicato su Science all’inizio di quest’anno, deve ancora ricevere conferma definitiva. Se esiste davvero, come è probabile che sia, è di certo un corpo con temperature glaciali, trovandosi molto più lontano dalla stella di Proxima b. Il semiasse maggiore dell’orbita è pari a 1,48 ± 0,08 au (221,4 milioni di km, all’incirca la distanza media di Marte dal Sole). Il periodo orbitale è di circa 1.900 giorni. La massa minima è di 5,8 ± 1,9 masse terrestri.
Nel già citato studio basato sui dati forniti dallo spettrografo ESPRESSO, sono stati trovati anche indizi della presenza di un possibile terzo pianeta, che, se confermato, sarebbe chiamato Proxima d. Il segnale individuato dagli autori è compatibile con un pianeta con massa minima di 0,29 ± 0,08 masse terrestri, con un periodo orbitale di 5,15 giorni. A una distanza di 0,0289 au (4,33 milioni di km) dalla stella, la temperatura di equilibrio del pianeta, calcolata supponendo un’albedo simile a quella della Terra, sarebbe di 330 ± 30 K.
Barnard (b)
Con una distanza di 5,98 anni luce, la stella di Barnard, situata nella costellazione di Ofiuco, è il corpo celeste più vicino al Sole dopo il sistema triplo di Alfa Centauri. È anch’essa una nana rossa, appena un po’ più grande e luminosa di Proxima Centauri, ma molto più tranquilla dal punto di vista dell’emissione di radiazioni ad alta energia.
Classificata con il tipo spettrale M3.5V, la stella di Barnard ha massa e raggio pari rispettivamente al 16,3% e al 17,8% dei rispettivi valori solari. La temperatura efficace è di 3278 ± 51 K, la luminosità è 3,29 millesimi di quella solare. È una stella piuttosto antica, con un’età stimata tra i 7 e i 10 miliardi di anni.
Dopo decenni di infruttuose ricerche e di presunte scoperte di pianeti poi rivelatisi inesistenti, finalmente uno studio pubblicato a novembre 2018 su Nature ha presentato prove piuttosto solide dell’esistenza di almeno un pianeta in orbita intorno a questa piccola nana rossa. Il pianeta è emerso dall’analisi di oltre venti anni di misurazioni della velocità radiale della stella, compiute con vari spettrografi in diversi osservatori.
I dati presentati dai ricercatori indicano che Barnard b è una super-Terra con una massa minima di 3,23 ± 0,44 masse terrestri. Il pianeta percorre un’orbita relativamente eccentrica (e = 0,32) in poco meno di 233 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,404 au (60,44 milioni di km): è circa il 40% della distanza media tra la Terra e il Sole. A una simile distanza dalla nana rossa, Barnard b riceve appena il 2% dell’irradiazione terrestre. Si tratta pertanto di un corpo con temperature gelide: la temperatura di equilibrio è stimata in 105 ± 3 K, cioè intorno a 170 °C sotto zero.
Alla massima elongazione, Barnard b raggiunge una separazione angolare di 221 millesimi di secondo d’arco dalla stella di Barnard. È un angolo sufficiente per ottenere immagini dirette del pianeta, sfruttando la potenza degli osservatori terrestri e spaziali di prossima generazione, quali ELT e JWST.
Wolf 359 (b), (c)
La quinta stella in ordine di distanza dal Sole è Wolf 359, nota anche come CN Leonis o GJ 406. Situata nella costellazione del Leone a una distanza di 7,9 anni luce da noi, Wolf 359 è una nana rossa variabile, caratterizzata da forti eruzioni. Classificata con il tipo spettrale M6.5Ve, ha massa e raggio pari rispettivamente al 9% e al 16% dei rispettivi valori solari. La temperatura efficace è di 2800 ± 100 K; la luminosità è 1,4 millesimi della luminosità solare.
Uno studio pubblicato in pre-stampa a luglio 2019 riporta la scoperta di due candidati pianeti in orbita intorno a Wolf 359, individuati attraverso l’analisi di dati spettroscopici e fotometrici raccolti da diversi osservatori.
Wolf 359 b è il più esterno e massiccio dei due pianeti. La massa minima è stimata in 43,9 masse terrestri, con un notevole margine d’incertezza (29,5 masse terrestri in più e 23,9 in meno). Il periodo orbitale che si ricava dalle variazioni della velocità radiale della stella è di 2938 ± 436 giorni, corrispondente a un semiasse maggiore dell’orbita di 1,845 au, pari a 276 milioni di km: quasi il doppio della distanza tra la Terra e il Sole. Data la bassissima luminosità della stella, a una simile distanza il pianeta è condannato ad avere temperature nell’ordine di appena qualche decina di gradi al di sopra dello zero assoluto.
Wolf 359 c è il più interno e il meno massiccio dei due pianeti. La massa minima è di 3,8 masse terrestri, con un’incertezza di +2,0 e −1,6 masse terrestri. Il periodo orbitale è di soli 2,69 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,018 au, pari a una distanza dalla stella di appena 2,69 milioni di km. Data la natura eruttiva di questa nana rossa, il pianeta, orbitando a pochissima distanza da essa, è destinato a essere investito da periodiche e violente eruzioni stellari, caratterizzate da radiazioni ad alta energia e flussi di particelle cariche. Non sembra il candidato migliore per la ricerca di tracce di vita.
GJ 411 b
GJ 411, nota anche come Lalande 21185, è la sesta stella in ordine di distanza dal Sole. Situata nella costellazione dell’Orsa Maggiore a 8,3 anni luce da noi, questa nana rossa classificata con il tipo spettrale M1.9V ha parametri stellari che la pongono vicina al limite superiore della categoria. La massa e il raggio sono pari entrambi al 39% dei rispettivi valori solari. La temperatura efficace è di 3563 ± 60 K, la luminosità è pari a 22 millesimi della luminosità solare.
Uno studio pubblicato su Astronomy & Astrophysics a maggio 2019 descrive la scoperta di un pianeta, ricavata dalle misurazioni della velocità radiale della stella compiute con lo spettrografo SOPHIE, installato sul telescopio da 1,93 metri dell’Observatoire de Haute-Provence in Francia.
Il pianeta, GJ 411 b, è una super-Terra con una massa minima di 2,99 ± 0,46 masse terrestri. Il periodo orbitale è di 12,95 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,0785 au (11,74 milioni di km). A una simile distanza dalla stella, GJ 411 b riceve un’insolazione circa 3,5 volte maggiore di quella terrestre, il che lo rende troppo caldo per essere incluso nella zona abitabile della nana rossa.
Epsilon Eridani b o Ægir
Epsilon Eridani è l’undicesima stella in ordine di distanza dal Sole e la prima stella con pianeti, tra quelle a noi più vicine, a non essere una nana rossa. Classificata con il tipo spettrale K2V, si trova a una distanza di 10,49 anni luce dalla Terra. La massa e il raggio sono l’82% e il 73,5% dei rispettivi valori solari. La temperatura efficace è di 5034 K, la luminosità è pari al 34% della luminosità solare. È una delle poche stelle ad aver ricevuto dalla IAU, l’Unione Astronomica Internazionale, un nome ufficiale: Rán.
Anche il pianeta che le orbita intorno, scoperto nell’ormai lontano 2000, ha ricevuto un nome ufficiale, Ægir, che si accompagna al nome tecnico Epsilon Eridani b. I dati più aggiornati su questo pianeta gigante sono forniti da uno studio pubblicato a gennaio 2019 su The Astronomical Journal. Usando ben trenta anni di misurazioni della velocità radiale della stella, in combinazione con immagini dirette acquisite con il Very Large Telescope dell’ESO in Cile, i ricercatori hanno concluso che Ægir ha una massa pari a 0,78 masse gioviane [7], con un’incertezza di 0,38 masse gioviane in più e 0,12 in meno. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 3,48 au, pari a 520 milioni di km. Il periodo orbitale è di 7,37 anni terrestri. Secondo questo nuovo studio, l’orbita di Ægir è quasi circolare (e = 0,07) e comunque molto meno eccentrica di quanto calcolato da precedenti autori.
Nello stesso studio, il sistema planetario di Epsilon Eridani viene definito come “adolescente”. È un termine curioso, se usato in astronomia, ma giustificato dal fatto che Epsilon Eridani ha un’età massima stimata in circa 800 milioni di anni: un’età appunto adolescenziale, per una longeva stella di classe K.
GJ 887 (b), (c), (d)
Con una magnitudine visuale V = 7,34, GJ 887 non può essere vista a occhio nudo, ma è comunque la nana rossa più luminosa osservabile dalla Terra nonché la più massiccia nel raggio di 20 anni luce dal Sole. Nota anche con il nome di Lacaille 9352, si trova nella costellazione del Pesce Australe, a una distanza di 10,72 anni luce da noi.
Classificata con il tipo spettrale M1V, GJ 887 ha una temperatura efficace di 3688 ± 86 K. È una una stella molto tranquilla, cosa insolita per una nana rossa, con pochi segni di attività magnetica: le osservazioni fotometriche compiute con il telescopio spaziale TESS riportano una variabilità inferiore alle 500 parti per milione. La massa e il raggio sono il 49% e il 47% dei corrispondenti valori solari. La luminosità è 36,8 millesimi della luminosità solare. Ha un’età stimata in 9,46 ± 0,58 miliardi di anni, più che doppia rispetto al Sole.
Uno studio pubblicato a giugno 2020 su Science riporta la scoperta di due candidati pianeti, e di un probabile terzo, in orbita intorno a GJ 887.
GJ 887 b, il più interno dei due pianeti, è una super-Terra con una massa minima di 4,2 ± 0,6 masse terrestri. Il periodo orbitale è di 9,26 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,068 au (10,2 milioni di km). Il pianeta riceve un’insolazione pari a 7,95 volte quella terrestre. Supponendo un’albedo pari a quella della Terra, la sua temperatura di equilibrio è di 468 K.
GJ 887 c, il secondo pianeta, è anch’esso una super-Terra, con una massa minima di 7,6 ± 1,2 masse terrestri. Il periodo orbitale è di 21,79 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,12 au (18 milioni di km). L’insolazione ricevuta dal pianeta è 2,56 volte quella che la Terra riceve dal Sole. La temperatura di equilibrio, sempre supponendo un’albedo pari a quella della Terra, è di 352 K.
Entrambi i pianeti sono troppo vicini alla stella per rientrare nella zona abitabile, che, nel caso di GJ 887, si estende nella fascia compresa approssimativamente tra 0,19 e 0,38 au. Rientrerebbe invece nella zona abitabile, se confermato, il terzo pianeta del sistema, GJ 887 d, il cui segnale nelle misurazioni della velocità radiale della stella è compatibile con un periodo orbitale di 50,7 giorni. Con una massa minima di 8,3 masse terrestri, sarebbe il più massiccio dei tre pianeti e l’unico a poter godere di un clima temperato.
Ross 128 b
Ross 128, nota anche come Proxima Virginis o GJ 447, è una nana rossa situata nella costellazione della Vergine a una distanza di 11 anni luce dalla Terra. Classificata con il tipo spettrale M4V, ha una temperatura efficace di 3192 ± 60 K. La massa e il raggio sono il 16,8% e il 19,7% dei rispettivi valori solari. La luminosità è pari a 3,6 millesimi della luminosità solare. È una stella poco attiva, con un’età probabilmente superiore ai 5 miliardi di anni.
Uno studio pubblicato su Astronomy & Astrophysics a maggio 2018 descrive la scoperta di Ross 128 b, un pianeta poco più massiccio della Terra, che orbita nei pressi del margine interno della zona abitabile della nana rossa.
Ross 128 b ha una massa minima di 1,35 masse terrestri e un periodo orbitale di 9,86 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,049 au (7,33 milioni di km): circa 1/20 della distanza media tra la Terra e il Sole. Nonostante orbiti vicinissimo alla stella, il pianeta riceve un’irradiazione che è “solo” 1,48 volte quella terrestre: una peculiarità dovuta al fatto che Ross 128 è quasi 280 volte meno luminosa del Sole.
Dopo Proxima b, Ross 128 b è l’esopianeta con proprietà più simili alla Terra, in ordine di distanza dal Sistema Solare. È dunque un bersaglio molto interessante per la ricerca di biomarcatori, quali l’ossigeno molecolare. Molto probabilmente il pianeta è bloccato in rotazione sincrona, a causa della poca distanza che lo separa dalla nana rossa. È possibile, pertanto, che nelle regioni crepuscolari e notturne, dove le temperature sono probabilmente più basse, vi sia acqua liquida. Alla massima elongazione, Ross 128 b raggiunge una separazione angolare di 15 millesimi di secondo d’arco dalla stella, sufficiente per essere risolto attraverso immagine diretta dal futuro super-telescopio ELT.
GJ 15 A b, c
A 11,62 anni luce dalla Terra in direzione della costellazione di Andromeda, si trova un sistema binario — Groombridge 34 — formato da due nane rosse. La stella primaria del sistema è GJ 15 A. Classificata con il tipo spettrale M1V, ha una temperatura efficace di 3607 ± 68 K. La massa e il raggio sono il 38% dei corrispondenti valori solari. La luminosità è pari a 22 millesimi della luminosità solare.
GJ 15 B, la stella secondaria, è classificata con il tipo spettrale M3.5V e ha una temperatura efficace di 3304 ± 70 K. La massa e il raggio sono il 15% e il 18% dei rispettivi valori solari. La luminosità è pari ad appena 0,85 millesimi della luminosità del Sole. I parametri orbitali del sistema binario sono molto incerti. Secondo i calcoli più recenti, il semiasse maggiore dell’orbita di GJ 15 B misura 93 au. Il periodo orbitale è di 1230 anni, con notevoli margini di errore; l’eccentricità molto elevata (e = 0,53).
Nel 2014, fu scoperto un primo pianeta, GJ 15 A b, in orbita intorno alla stella primaria del sistema. I dati più aggiornati su questo pianeta e su un suo possibile compagno, GJ 15 A c, sono contenuti in uno studio pubblicato a settembre 2018.
Secondo questi ultimi dati, GJ 15 A b è una super-Terra con una massa minima di 3,03 masse terrestri e un periodo orbitale di 11,44 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,072 au (10,8 milioni di km). Il pianeta è quasi certamente inadatto a ospitare una vita di tipo terrestre. GJ 15 A è infatti una nana rossa luminosa e attiva. A una simile, breve distanza dalla stella la temperatura di equilibrio del pianeta è di 390 K per un’albedo di 0,75 (corrispondente all’incirca a quella di Venere).
Dagli stessi dati sulla velocità radiale della stella si ricava la presenza anche di un secondo pianeta, GJ 15 A c, molto più lontano dalla stella. Si tratta di un super-Nettuno dalle temperature glaciali, con una massa minima di 36 masse terrestri. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 5,4 au (un po’ più della distanza tra Giove e il Sole). Il periodo orbitale è di 7.600 giorni.
L’influenza gravitazionale della seconda stella di questo sistema binario potrebbe rendere instabili sul lungo periodo le orbite dei pianeti che orbitano intorno alla stella primaria.
Tau Ceti g, h, e, f
Tau Ceti è la stella con pianeti più simile al Sole nel raggio di 20 anni luce dalla Terra. Situata a una distanza di 11,75 anni luce da noi nella costellazione della Balena (Cetus in latino), è classificata con il tipo spettrale G8V. La temperatura efficace è di 5344 ± 50 K. La massa e il raggio sono pari al 78,3% e al 79,3% dei rispettivi valori solari. La luminosità è il 52% di quella del Sole. Con un periodo di rotazione di 34 giorni e una metallicità pari a circa un terzo di quella solare, Tau Ceti ha un’età stimata in 5,8 miliardi di anni. È una stella con una bassissima attività magnetica e un bersaglio potenzialmente molto interessante per la ricerca di segnali intelligenti di origine extraterrestre.
Uno studio pubblicato a settembre 2017 su The Astronomical Journal riporta la scoperta di quattro pianeti di massa poco superiore a quella della Terra in orbita intorno a questa stella di tipo solare. Essendo Tau Ceti più massiccia di una nana rossa, le oscillazioni della velocità radiale causate da quattro pianeti di piccola massa sono veramente minime (inferiori a 1 m/s). Pertanto, l’identificazione del loro segnale nei dati spettroscopici ha richiesto agli autori della ricerca un lungo e complesso lavoro di analisi statistica [8].
Tau Ceti g è il più interno dei quattro pianeti. La massa minima è di 1,75 masse terrestri. Il periodo orbitale è di 20 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,133 au (19,9 milioni di km). L’eccentricità orbitale è prossima allo zero (e = 0,06).
Il secondo pianeta in ordine di distanza dalla stella è Tau Ceti h. Ha una massa minima di 1,83 masse terrestri e compie una rivoluzione completa in 49,41 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,243 au (36,35 milioni di km). L’eccentricità orbitale (e = 0,23) è leggermente maggiore di quella di Mercurio nel Sistema Solare.
Il terzo pianeta è Tau Ceti e. Ha una massa minima di 3,93 masse terrestri e orbita a 0,538 au dalla stella (80,4 milioni di km), pari al 75% della distanza di Venere dal Sole. Il suo anno dura 162,87 giorni. L’eccentricità dell’orbita (e = 0,18) è leggermente inferiore a quella di Mercurio.
L’ultimo pianeta identificato attraverso l’analisi delle variazioni della velocità radiale è Tau Ceti f. Ha una massa minima di 3,93 masse terrestri come Tau Ceti e. Il suo anno dura 636,13 giorni (50 giorni meno dell’anno marziano). Orbita a una distanza di 1,334 au dalla stella, pari a quasi 200 milioni di km. L’eccentricità dell’orbita (e = 0,16) è di poco inferiore a quella di Tau Ceti e.
Nessuno dei quattro pianeti si trova nella zona abitabile di Tau Ceti, che, in base alla temperatura e alla luminosità di questa stella, si estende nella fascia compresa tra 0,70 e 1,26 au. Tuttavia i due pianeti più esterni si trovano non lontani dal margine interno (Tau Ceti e) e dal margine esterno (Tau Ceti f) della zona abitabile.
In ogni caso, se anche entrambi i pianeti fossero all’interno della zona abitabile, le effettive possibilità di vita nel sistema planetario di Tau Ceti sono probabilmente molto basse. È quanto si deduce dalla presenza di un vasto disco di polveri, il cui margine interno, secondo i dati acquisiti da ALMA nelle onde submillimetriche, si trova a 6,2 au dalla stella, mentre il margine esterno arriva fino a 52 au.
Questo disco costituisce per il sistema di Tau Ceti l’equivalente della Fascia di Kuiper nel Sistema Solare. Ma il disco di detriti di Tau Ceti è molto più grande della Fascia di Kuiper e almeno un ordine di grandezza più massiccio. Ciò vuol dire che i pianeti che orbitano intorno a Tau Ceti sono esposti a un rischio di collisione con comete e asteroidi molto maggiore di quello dei pianeti del Sistema Solare. Ciò potrebbe aver avuto, e avere tuttora, conseguenze catastrofiche per la vita eventualmente esistente su quei pianeti.
Il pericolo costituito da comete e asteroidi potrebbe, però, essere mitigato dalla presenza di uno o più pianeti di taglia gioviana, in grado di attirare con la loro gravità la maggior parte di quei pericolosi corpi vaganti. Ed è probabile, in effetti, che almeno uno di tali pianeti esista. È quanto sostiene uno studio pubblicato a marzo 2019 su Astronomy & Aastrophysics, i cui autori hanno analizzato le anomalie nel moto proprio di Tau Ceti rilevabili attraverso le misurazioni astrometriche compiute dai satelliti Hipparcos e Gaia. Secondo l’analisi da essi compiuta, Tau Ceti presenta un’anomalia che potrebbe essere spiegata dalla presenza di un pianeta di massa simile a quella di Giove, orbitante a una distanza di 5 au (750 milioni di km) dalla stella. Saranno necessari ulteriori studi per scoprire se tale pianeta esiste davvero.
Epsilon Indi A b
Epsilon Indi A è una stella di classe spettrale K5V, situata nella piccola costellazione australe dell’Indiano a una distanza di 11,87 anni luce dalla Terra. La temperatura efficace è di 4630 K. La massa e il raggio sono il 73,6% e il 75,4% dei corrispondenti valori solari. La luminosità è il 23,9% di quella del Sole. L’età è stimata tra i 3,7 e i 5,7 miliardi di anni.
Uno studio pubblicato a gennaio 2003 riportava la scoperta di una nana bruna [9] in orbita intorno a Epsilon Indi A. Un successivo studio del 2004 stabilì che le nane brune sono due e non una. Le notizie più dettagliate su questa coppia di piccoli astri si devono a uno studio del 2009 pubblicato su Astronomy & Astrophysics.
Il sistema binario di nane brune, che ha una massa totale di 121 ± 1 masse gioviane, si trova a una distanza minima di 1450 au da Epsilon Indi A. Con una massa compresa tra 60 e 73 masse gioviane, Epsilon Indi Ba è la più massiccia delle due nane brune. Il suo raggio è pari a 0,08 raggi solari (55.700 km), cioè il 92% del raggio equatoriale di Saturno. È classificata con il tipo spettrale T1 e ha una temperatura compresa tra 1300 e 1340 K. La luminosità è appena 2 centomillesimi della luminosità solare.
La seconda nana bruna, Epsilon Indi Bb, ha una massa compresa tra 47 e 60 masse gioviane. Il raggio è pari a 0,082 raggi solari (57.000 km). È classificata con il tipo spettrale T6 e ha una temperatura compresa tra 880 e 940 K. La luminosità è appena 5,8 milionesimi della luminosità solare.
Le due nane brune sono separate tra loro da una distanza apparente di 2,1 au. Il periodo orbitale della coppia binaria è di circa 15 anni.
A una distanza molto minore delle due nane brune, Epsilon Indi A è orbitata anche da un pianeta gigante, scoperto attraverso un’analisi combinata delle variazioni della velocità radiale della stella, misurate con lo spettrografo HARPS, e delle anomalie nel suo moto proprio, dedotte dai dati astrometrici forniti dai satelliti Hipparcos e Gaia. Tutte le informazioni sulla scoperta sono contenute in uno studio pubblicato a ottobre 2019 su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Il pianeta, Epsilon Indi A b, ha una massa di 3,25 masse gioviane, con un’incertezza di 0,39 masse gioviane in più e 0,65 in meno. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 11,55 au (1,73 miliardi di km): è circa il 15% in più della distanza di Saturno dal Sole. Così lontano da una stella che ha una luminosità inferiore a un quarto della luminosità solare, Epsilon Indi A b è di certo un pianeta con temperature più che glaciali. Il periodo orbitale è di 45,20 anni terrestri. L’eccentricità dell’orbita (e = 0,26) è superiore a quella di Mercurio nel Sistema Solare.
La separazione angolare attuale di Epsilon Indi A b dalla stella è di 1,1 secondi d’arco. Tale separazione aumenterà fino a circa 3,5 secondi d’arco nel 2030, rendendo il pianeta un bersaglio ideale per immagini dirette ottenute con i maggiori telescopi spaziali e terrestri di prossima generazione.
GJ 1061 b, c, d
GJ 1061, la ventesima stella in ordine di distanza dal Sole, è una nana rossa situata nella costellazione australe dell’Orologio a 11,98 anni luce dalla Terra. Ha caratteristiche molto simili a Proxima Centauri, ma è meno attiva, il che è una buona cosa per la potenziale abitabilità dei suoi pianeti. Classificata con il tipo spettrale M5.5V, ha una temperatura efficace compresa tra 2950 e 3000 K. La massa è il 12–14% di quella del Sole, il raggio tra il 15,6 e il 19% del raggio solare. La luminosità è tra 1,7 e 3 millesimi della luminosità solare. L’età è stimata in oltre 7 miliardi di anni. Il monitoraggio della stella da parte del telescopio spaziale TESS non ha rilevato alcun transito planetario.
Uno studio pubblicato a gennaio 2020 su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society riporta la scoperta di un compatto sistema di tre pianeti di piccola massa, in orbita intorno a questa nana rossa.
GJ 1061 b è il più interno dei tre pianeti. Il semiasse maggiore dell’orbita è pari a 0,021 au (3,14 milioni di km); il periodo orbitale è di 3,204 giorni. La massa minima è compresa tra 1,38 e 1,44 masse terrestri. Il pianeta riceve un’irradiazione pari a 3,8 ± 0,7 volte quella terrestre.
GJ 1061 c è il pianeta centrale. Il semiasse maggiore dell’orbita è pari a 0,035 au (5,24 milioni di km); il periodo orbitale è di 6,689 giorni. La massa minima è 1,75 ± 0,2 masse terrestri. Riceve un’irradiazione pari a 1,4 ± 0,2 volte quella terrestre.
GJ 1061 d è il più esterno e il più interessante dei tre pianeti. Si trova infatti all’interno della zona abitabile della stella, dove è possibile la presenza di acqua allo stato liquido. Il semiasse maggiore dell’orbita è compreso tra 0,052 e 0,054 au (7,78–8,08 milioni di km); il periodo orbitale è di 12,34 o 13,03 giorni, a seconda del valore attribuito alla massa stellare (i due modelli di riferimento adottati dagli autori dello studio differiscono del 2%). La massa minima è di 1,76–1,86 masse terrestri, con un’incertezza di ±0,25. Il pianeta riceve un’irradiazione pari a 0,6 ± 0,1 volte quella terrestre.
YZ Ceti b, c, d
YZ Ceti, nota anche come GJ 54.1, è una nana rossa, situata a una distanza di 12,1 anni luce dalla Terra nella costellazione australe della Balena (come Tau Ceti). Classificata con il tipo spettrale M4.5Ve, è una variabile eruttiva, cioè una stella con imprevedibili sbalzi di luminosità, dovuti a una forte attività magnetica. La massa e il raggio sono il 14,2% e il 15,7% dei corrispondenti valori solari. La temperatura efficace è di 3151 ± 51 K; la luminosità è 2,2 millesimi della luminosità solare. L’età di YZ Ceti è stimata in 3,8 ± 0,5 miliardi di anni.
Uno studio del settembre 2017 riportava la scoperta attraverso il metodo della velocità radiale di almeno tre pianeti in orbita stretta intorno alla nana rossa. La scoperta è stata poi confermata da ricerche successive. Le informazioni più aggiornate sui tre pianeti sono contenute in uno studio pubblicato a maggio 2020 su Astronomy & Astrophysics.
Il più interno dei tre pianeti, YZ Ceti b, ha una massa minima di 0,7 masse terrestri. Il periodo orbitale è di 2,02 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,016 au (2,44 milioni di km). Il pianeta riceve un’irradiazione 8,21 volte quella terrestre.
YZ Ceti c, il pianeta centrale, ha una massa minima di 1,14 masse terrestri e un periodo orbitale di 3,06 giorni. Orbitando a una distanza di 0,022 au (3,23 milioni di km) dalla stella, YZ Ceti c riceve un’irradiazione che è 4,72 volte quella terrestre.
Il più esterno dei tre pianeti, YZ Ceti d, ha una massa minima di 1,09 masse terrestri e un periodo orbitale di 4,66 giorni. Orbita a una distanza di 0,028 au (4,26 milioni di km) dalla nana rossa e riceve un’irradiazione pari a 2,70 volte quella terrestre.
I tre pianeti hanno masse molto simili a quella della Terra. Poiché orbitano vicinissimi alla stella, è probabile che si tratti di pianeti rocciosi. Con simili caratteristiche il sistema planetario di YZ Ceti ricorda molto la struttura di quello di un’altra nana rossa, TRAPPIST-1, accompagnata da sette pianeti di raggio simile a quello terrestre, scoperti con il metodo del transito.
I tre pianeti di YZ Ceti però non transitano davanti al disco stellare, come dimostrano i dati fotometrici acquisiti di recente dal telescopio spaziale TESS. La mancanza di transiti ha permesso ai ricercatori di stabilire un limite massimo all’inclinazione orbitale di questo sistema planetario, che non può essere maggiore di 87,43 gradi (se fosse maggiore, TESS avrebbe osservato i transiti di almeno uno dei tre pianeti).
Luyten b, c
La stella di Luyten, nota anche come GJ 273, è una nana rossa che si trova nella costellazione del Cane Minore a una distanza di 12,4 anni luce dalla Terra. Classificata con il tipo spettrale M3.5V, ha una temperatura efficace di 3382 ± 49 K. La massa e il raggio sono il 29% dei rispettivi valori solari. La luminosità è 8,8 millesimi di quella del Sole.
Sono stati scoperti due pianeti in orbita intorno alla stella di Luyten, analizzando 280 spettri acquisiti tra il 2003 e il 2016 con lo spettrografo HARPS dell’ESO. I dati relativi alla scoperta sono riportati in uno studio pubblicato a giugno 2017 su Astronomy & Astrophysics.
Il pianeta di gran lunga più interessante è il più esterno dei due, Luyiten b (o GJ 273 b). È una super-Terra con una massa minima di 2,89 ± 0,26 masse terrestri e un periodo orbitale di 18,65 giorni. Orbita a una distanza di 0,0911 au (13,63 milioni di km) dalla stella e sfiora il margine interno della zona abitabile della nana rossa. Riceve un flusso di radiazione pari a 1,06 volte quello terrestre e ha una temperatura di equilibrio compresa tra 206 e 293 K, per albedo pari rispettivamente a 0,75 e 0.
Le condizioni climatiche reali di Luyten b dipendono ovviamente dalla composizione della sua atmosfera, che ignoriamo, e da se è bloccato oppure no in rotazione sincrona, mostrando sempre lo stesso emisfero alla stella. Resta in ogni caso uno dei candidati migliori per la ricerca di biomarcatori. Proprio per via della potenziale abitabilità, a ottobre del 2017 il METI, in collaborazione con un festival musicale spagnolo, ha usato un radiotelescopio norvegese per inviare un messaggio contenente brevi brani musicali verso Luyten b, sperando di contattare per la prima volta un’intelligenza aliena. Il messaggio raggiungerà il sistema planetario della stella di Luyten nei primi mesi del 2030.
Il secondo pianeta rilevato nello studio del 2017 è Luyten c (o GJ 273 c), con un massa minima di 1,18 ± 0,16 masse terrestri. Completa un’orbita in 4,72 giorni e si trova a una distanza di appena 0,0365 au (5,45 milioni di km) dalla stella. Riceve un flusso di radiazione pari a 6,6 volte quello terrestre e, con una temperatura di equilibrio compresa tra 327 e 462 K, è troppo caldo per essere incluso nella zona abitabile della nana rossa.
Uno studio del 2019, pubblicato per ora solo in pre-stampa, riporta la scoperta nei segnali della velocità radiale della stella di Luyten di altri due candidati pianeti, più massicci degli altri due e con periodi orbitali molto più lunghi. Il primo dei due pianeti ha una massa minima di 10,8 masse terrestri (con un’incertezza di 3,9 in più e 3,5 in meno) e un periodo orbitale di 413,9 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,712 au (106,5 milioni di km). Il secondo pianeta ha una massa minima di 9,3 masse terrestri (con un’incertezza di 4,3 in più e 3,9 in meno) e un periodo orbitale di 542 ± 16 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,849 au (127 milioni di km).
Teegarden b, c
La stella di Teegarden è una piccola e fioca nana rossa, situata nella costellazione dell’Ariete a 12,5 anni luce dalla Terra. Il nome è un riconoscimento all’astrofisico americano Bonnard J. Teegarden, primo autore dello studio che annunciò la scoperta di questa vicina stella nel 2003.
Classificata con il tipo spettrale M7.0V, la stella di Teegarden ha una temperatura efficace inferiore ai 3000 K. Il raggio è il 10,7% o il 12,7% del raggio solare (in base a due modelli alternativi, entrambi attendibili). La massa è l’8,9% di quella del Sole. La luminosità è pari ad appena 7,3 decimillesimi della luminosità solare. È una stella magneticamente tranquilla, probabilmente molto antica — l’età è stimata in 8–10 miliardi di anni — con un periodo di rotazione molto lento, maggiore di 100 giorni.
Uno studio pubblicato a luglio 2019 su Astronomy & Astrophysics riporta la scoperta di due pianeti di massa poco superiore a quella della Terra in orbita intorno a questa vicina nana rossa, così poco luminosa da essere rimasta ignota fino a meno di vent’anni fa.
Teegarden b, il più interno dei due pianeti, ha una massa minima di 1,05 masse terrestri, con un’incertezza di +0,13 e −0,12 masse terrestri. Il periodo orbitale è di 4,91 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura appena 0,0252 au (3,77 milioni di km). Nonostante la distanza dalla sua stella sia quasi 40 volte minore della distanza orbitale della Terra dal Sole, la stella di Teegarden è così fredda e poco luminosa che Teegarden b riceve un’irradiazione che è solo 1,15 volte quella terrestre. Il pianeta rientra così a piena titolo nella zona abitabile della sua stella e rappresenta, per ora, uno dei candidati migliori per la ricerca di biomarcatori. Con un valore di 0,95, Teegarden b ha uno dei più alti indice di somiglianza con la Terra (Earth Similarity Index o ESI) tra tutti gli esopianeti conosciuti.
Il secondo pianeta, Teegarden c, ha una massa minima di 1,11 masse terrestri, con un’incertezza di +0,16 e −0,15 masse terrestri. Il periodo orbitale è di 11,409 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,0443 au (6,62 milioni di km). Riceve un’insolazione pari al 37% di quella terrestre: un po’ meno di quella di Marte nel Sistema Solare. Il suo ESI è pari a 0,68.
Kapteyn (b), c
Nella costellazione australe del Pittore, a una distanza di 12,75 anni luce dalla Terra, si trova uno degli astri più interessanti visibili nei dintorni galattici del Sole, la stella di Kapteyn. Si tratta di una sottonana rossa [10], appartenente alla classe spettrale sdM1.0VI. È una stella variabile di popolazione II, la più vicina alla Terra tra quelle appartenenti all’alone galattico. Probabilmente faceva parte dell’ammasso globulare Omega Centauri, dal quale fu espulsa nel corso di interazioni gravitazionali con la Via Lattea. La temperatura efficace è di 3570 ± 80 K. La massa e il raggio sono pari al 28,1% e al 29,1% dei corrispondenti valori solari. La luminosità è 12 millesimi della luminosità solare. È una stella antichissima, con un’età stimata in almeno 11 miliardi di anni.
Uno studio del 2014 riporta la scoperta di due super-Terre in orbita intorno alla stella di Kapteyn.
Il più interessante dei due pianeti è Kapteyn b, il più interno dei due. Ha una massa minima di 4,8 masse terrestri, con un’incertezza di 0,9 masse terrestri in più e 1,0 in meno. Il periodo orbitale è di 48,616 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,168 au (25,13 milioni di km). A una simile distanza orbitale, Kapteyn b ricade in pieno nella zona abitabile della sottonana, che si estende approssimativamente tra 0,126 e 0,236 au. Il pianeta riceve il 40% dell’irradiazione terrestre. La sua reale abitabilità dipende, tra le altre cose, dagli effetti di lungo termine dell’attività stellare. La stella di Kapteyn possiede infatti tuttora una notevole attività magnetica. Soprattutto durante i primi miliardi di anni dopo la formazione del sistema planetario, le emissioni di radiazioni ionizzanti provenienti dalla nana rossa potrebbero aver distrutto completamente l’atmosfera originaria di Kapteyn b.
Il secondo pianeta, Kapteyn c, ha una massa minima di 7,0 masse terrestri, con un’incertezza di 1,2 masse terrestri in più e 1,0 in meno. Il suo periodo orbitale è di 121,54 giorni. Il semiasse maggiore dell’orbita misura 0,311 au (46,52 milioni di km). A una simile distanza dalla stella, Kapteyn c riceve solo il 12% dell’irradiazione terrestre.
Note
[1] Le nane rosse sono in assoluto le stelle più numerose, costituendo il 70–80% del totale delle stelle esistenti. Sono anche le più piccole, le più fredde e le meno luminose di tutte le stelle. Sono classificate con il tipo spettrale M, seguito da un numero da 0 a 9, tanto più basso quanto più sono calde e luminose, e dalla lettera V, che indica la loro appartenenza alla sequenza principale.
[2] Negli articoli scientifici, la massa minima è indicata con la formula m sin i. Significa che la massa reale del pianeta può essere ottenuta dalla massa minima, ricavata attraverso il metodo della velocità radiale, divisa per il seno dell’angolo d’inclinazione dell’orbita del pianeta (che non conosciamo). L’unico caso in cui la massa minima, ottenuta in tal modo, corrisponde alla massa reale del pianeta è quando l’angolo d’inclinazione dell’orbita planetaria è di 90° esatti. In quel caso, però, sarebbero visibili dalla Terra i transiti planetari sul disco stellare. Se non vi sono transiti osservabili, si può escludere che l’angolo d’inclinazione dell’orbita sia di 90° o giù di lì.
[3] Il raggio e la massa del Sole sono pari rispettivamente a 695.700 km e 1,988×10³⁰ kg. Il valore standard della luminosità solare è 3,83×10²⁶ watt. Classificato con il tipo spettrale G2, il Sole ha una temperatura efficace di 5.772 kelvin.
[4] La massa della Terra è di 5,97×10²⁴ kg, cioè poco meno di 6 quadrilioni di chilogrammi. La massa minima di Proxima b è dunque pari a 7,01×10²⁴ kg.
[5] Una unità astronomica, abbreviata in au, è la distanza media tra la Terra e il Sole e vale esattamente 149.597.870,700 km. È un’unità di misura adoperata tipicamente per indicare le distanze all’interno di un sistema planetario.
[6] La zona abitabile è la fascia entro la quale l’energia radiante di una stella consente all’acqua, eventualmente presente sulla superficie di un pianeta, di rimanere allo stato liquido.
[7] La massa di Giove corrisponde a 1,898×10²⁷ kg, pari a 317,8 volte la massa terrestre. Il Sole è 1.048 volte più massiccio di Giove.
[8] Nel caso delle variazioni della velocità radiale di Tau Ceti, il rapporto segnale/rumore è tale da indurre falsi positivi. Ecco perché, a differenza di quanto accade usualmente, i nomi dei pianeti riportati nello studio del 2017 non contengono le lettere b, c e d: erano quelle attribuite a candidati pianeti rivelatisi inesistenti.
[9] Le nane brune sono stelle fallite. Hanno masse comprese all’incirca tra 13 e 80 masse gioviane, insufficienti per generare nel nucleo le condizioni di temperatura e pressione necessarie per innescare le reazioni di fusione termonucleare che fanno funzionare le stelle. Brillano perciò debolmente, soprattutto nell’infrarosso, limitandosi a dissipare lentamente il calore accumulato durante la fase di contrazione. Al contrario delle stelle, le nane brune più massicce sono le più piccole: è una conseguenza della compressione generata dalla maggiore gravità.
[10] Una sottonana è una stella di sequenza principale con una luminosità tra 1,5 e 2 magnitudini inferiore rispetto alle stelle della stessa classe spettrale. La minore luminosità è dovuta al basso contenuto di metalli. Ciò riduce l’opacità dell’involucro stellare e la pressione di radiazione. Ne consegue una stella più piccola e più calda, a parità di massa. Tali stelle presentano anche un eccesso di radiazione ultravioletta.
