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Un diario di cose celesti

Chi siamo? Perché?

Il pianeta della "birra"

24 May 2013 03:56 PM – Michele Diodati

Un algoritmo chiamato BEER ("birra") è in grado di rilevare nelle curve di luce dei telescopi spaziali Keplero e CoRoT i segni di tre minuscoli effetti, rivelatori della presenza di esopianeti. Il primo pianeta scoperto grazie a questo metodo è il gigante gassoso Kepler-76b, che orbita in appena un giorno e mezzo intorno a una stella di classe F. L'importanza di BEER sta nella capacità di rilevare la presenza di pianeti anche quando non transitano davanti al disco stellare. Ciò allarga notevolmente la possibilità di scoprire nuovi candidati pianeti, scandagliando con il nuovo algoritmo gli immensi archivi di curve di luce dei due telescopi spaziali.

Rappresentazione artistica del Giove caldo Kepler-76b, in orbita ravvicinata intorno alla sua stella. <span class="di">Cortesia: David A. Aguilar (CfA)</span>

Rappresentazione artistica del Giove caldo Kepler-76b, in orbita ravvicinata intorno alla sua stella. <span class="di">Cortesia: David A. Aguilar (CfA)</span>

Dalla velocità radiale alla microlente gravitazionale

I metodi finora usati dagli astronomi per scoprire pianeti extrasolari sono stati principalmente due: velocità radiale e transito. Il primo consiste nel misurare le variazioni della velocità con cui una stella si avvicina o si allontana dall'osservatore terrestre. Richiede l'uso di sofisticati spettroscopi, per mezzo dei quali si misura la variazione nel tempo dello spostamento Doppler delle righe spettrali della luce emessa dalla stella: righe spostate verso la parte blu dello spettro indicano avvicinamento, righe spostate verso il rosso indicano allontanamento. Dall'entità dello spostamento Doppler misurato nell'arco di un sufficiente numero di osservazioni si risale alla variazione periodica della velocità radiale della stella e, da questa, alla misura dell'attrazione gravitazionale esercitata su di essa da eventuali pianeti che le orbitano intorno.

Il secondo metodo consiste nell'osservare con continuità la stella-bersaglio, registrando le più piccole variazioni del suo flusso luminoso. Le curve di luce così ottenute, se sufficientemente precise, permettono di individuare possibili transiti planetari davanti al disco stellare, riconoscibili come piccolissime eclissi periodiche, le quali hanno durata e profondità proporzionali alle dimensioni del pianeta transitante.

Entrambi i metodi hanno limiti intrinseci: la sensibilità degli strumenti attuali non consente di scoprire con le variazioni della velocità radiale pianeti medio-piccoli, a meno che non siano vicinissimi alla loro stella (come nel caso di Alfa Centauri Bb). Il metodo del transito, invece, è limitato dalla necessità che i pianeti passino davanti al disco stellare rispetto al nostro punto di osservazione. Ciò esclude ovviamente tutte le orbite planetarie che si trovino per caso orientate in modo che non vi sia alcun transito per chi osserva dalla Terra.

Basta, purtroppo, anche un modesto disallineamento per mancare un transito. È emblematico al riguardo il caso di Venere. Abbiamo avuto la fortuna di osservare due suoi transiti davanti al disco solare nel 2004 e nel 2012, ma per i prossimi due bisognerà attendere rispettivamente il 2117 e il 2125. Gli assi dell'orbita terrestre e di Venere sono inclinati tra loro di appena 3,4 gradi: è sufficiente questa piccola differenza per far sì che, nella maggior parte dei casi, quando il pianeta si trova in congiunzione con la Terra, passi sopra o sotto il disco solare rispetto al nostro punto di osservazione. La cosa non ci crea problemi, perché Venere è vicinissimo e possiamo vedere facilmente la luce solare che la sua superficie riflette, anche quando (anzi solo quando) si trova ben lontano dal Sole.

Ma nel caso di un pianeta extrasolare la situazione è ben diversa. Se non si scoprono transiti davanti alla stella osservata o se la sua velocità radiale non subisce variazioni statisticamente significative, allora brancoliamo nel buio. Forse c'è un intero sistema planetario intorno alla stella che stiamo osservando, ma i pianeti sono troppo piccoli o troppo lontani da essa o semplicemente disallineati rispetto alla nostra visuale, perché lascino anche un solo indizio della loro presenza.

Esistono per fortuna anche altre tecniche per scoprire esopianeti, anche se meno produttive della velocità radiale e del transito. Una è l'osservazione diretta. Richiede telescopi molto potenti e sofisticate tecniche di mascheramento della luce stellare, affinché si riesca a scorgere la debolissima luce riflessa da un pianeta, annegata in quella molto più intensa della sua stella. Tuttavia questo metodo funziona solo con stelle molto vicine, per le quali la distanza angolare tra gli eventuali pianeti e la sorgente stellare sia sufficientemente grande da rendere questi separabili otticamente da quella. E anche quando si verifica questa fortunata coincidenza, la difficoltà dell'osservazione è tale da rendere possibili diverse interpretazioni. È quello che è accaduto, per esempio, con Fomalhaut b: tuttora gli astronomi sono incerti sulla natura dell'oggetto – forse un pianeta gigante da due o tre masse gioviane – che il telescopio spaziale Hubble ha fotografato intorno alla giovane, brillante e vicina Fomalhaut (Alfa Piscis Austrini).

Un'altra tecnica adoperata con successo è quella della microlente gravitazionale. Quando una stella distante si trova esattamente allineata con una stella a noi più vicina, la luce proveniente dalla stella distante viene deviata, potenziata e distorta dalla gravità della stella vicina, in accordo con quanto prescrive la relatività generale. Se la stella che fa da lente è accompagnata da uno o più pianeti, la gravità di questi ultimi si somma a quella della stella madre, producendo dei caratteristici picchi nella curva di luce della stella distante, modificata dalla microlente gravitazionale.

Con questo metodo è possibile scoprire non solo pianeti giganti, ma anche pianeti di massa medio-piccola, e addirittura pianeti che si trovano in galassie diverse dalla Via Lattea. Ma la microlente risente di vincoli ancora maggiori di quelli che gravano sui metodi precedenti. Il prodursi di una microlente, infatti, è imprevedibile e richiede perciò il monitoraggio costante di un grandissimo numero di stelle, ognuna delle quali potrebbe manifestare improvvisamente la variazione tipica di luminosità che indica l'allineamento con un oggetto massiccio interposto. Inoltre il fenomeno di potenziamento e distorsione della luce è transitorio e irripetibile, dal momento che dipende dall'allineamento casuale tra stelle distanti tra loro anche migliaia di anni luce, ciascuna delle quali segue una sua propria traiettoria. Per finire, è possibile che la stella interposta abbia un sistema planetario, ma la posizione dei suoi pianeti al momento dell'allineamento con la stella distante sia tale che il potenziale gravitazionale di questi ultimi non lasci tracce nella curva di luce della microlente. Il risultato finale è che quei pianeti non saranno individuati.

La posizione della stella Kepler-76 nella costellazione del Cigno. <span class="di">Cortesia: Digitized Sky Survey 2</span>

La posizione della stella Kepler-76 nella costellazione del Cigno. <span class="di">Cortesia: Digitized Sky Survey 2</span>

L'algoritmo BEER

Per via di tutti i limiti che gravano sui metodi esistenti, ogni nuova ricetta per scoprire esopianeti è salutata con interesse dagli astronomi. È il caso dell'algoritmo BEER, "birra" in italiano, che sta per BEaming, Ellipsoidal and Reflection/heating. L'algoritmo, presentato dagli israeliani Simchon Faigler e Tsevi Mazeh in uno studio del 2011, permette di estrapolare dalle curve di luce ad alta risoluzione delle stelle monitorate dai telescopi spaziali CoRoT e Keplero la presenza combinata di tre effetti:

  • Irradiazione relativistica (relativistic beaming) – l'attrazione esercitata da un pianeta sulla sua stella, soprattutto se il pianeta è massiccio e vicino alla stella, induce su questa una piccola oscillazione, in conseguenza della quale la stella si avvicina e si allontana periodicamente rispetto alla Terra. Ciò produce un effetto previsto dalla relatività speciale di Einstein: quando la stella si avvicina, la sua luce ci appare lievemente più brillante, mentre diventa più fioca quando si allontana. Questa modulazione è nota anche come Doppler boosting: consiste in una sorta di potenziamento del ben noto effetto Doppler, modificato dagli effetti relativistici di dilatazione temporale e aberrazione della luce.
  • Variazione ellissoidale (ellipsoidal modulation) – la gravità esercitata da un eventuale pianeta in orbita intorno a una stella induce su questa una deformazione mareale che genera un leggero appiattimento: finisce insomma per assomigliare vagamente a un pallone da rugby. Quando la stella rivolge verso la Terra la faccia appiattita, la maggiore superficie visibile si traduce in un aumento di luminosità, la cui durata è collegata al periodo orbitale del pianeta.
  • Variazione per riflessione/riscaldamento (reflection/heating modulation) – un pianeta rimanda continuamente verso la sua stella una parte della luce e del calore che riceve da essa. In conseguenza di ciò, se il pianeta è sufficientemente grande e vicino alla stella, strumenti ad alta risoluzione come CoRoT e Keplero sono in grado di registrare, quando la fase orbitale lo consente, i periodici, minuscoli aumenti della luminosità stellare, dovuti appunto alla radiazione di ritorno proveniente dal pianeta.

    
La possibilità di scoprire esopianeti per mezzo di questi tre effetti, in particolare del primo basato sulla relatività speciale di Einstein, fu prevista già nel lontano 2003, ancor prima cioè che i satelliti CoRoT e Keplero fossero lanciati. L'idea si trova in uno studio di Abraham Loeb e Scott Gaudi pubblicato su The Astrophsycal Journal, in un periodo in cui, per ironia della sorte, i due astronomi si trovavano presso l'Istituto di Studi Avanzati di Princeton, la patria americana di Einstein.

La necessità di produrre un algoritmo basato su tutti e tre gli effetti è data dal fatto che ciascuno di essi è troppo debole, preso da solo, per creare un segnale nitidamente riconoscibile. Occorre che siano presenti tutti e tre, o almeno due, e con modulazioni coerenti con le fasi orbitali previste dalla teoria, perché si possa dire che la variazione di luminosità osservata è l'effetto dell'azione di un pianeta sulla sua stella.

Le variazioni di luminosità prodotte da ciascuno dei tre effetti sono di sole poche parti per milione: molto meno profonde delle già piccole eclissi associate ai transiti planetari. Ecco perché occorrono telescopi spaziali per rilevarle. E anche con questi strumenti potenti è facile confondere uno dei tre effetti con le oscillazioni tipiche della normale attività stellare, come per esempio la rotazione di sistemi di macchie stellari.

Il funzionamento dell'algoritmo BEER e i suoi limiti sono chiaramente illustrati nel già citato studio di Faigler e Mazeh del 2011:

L'algoritmo usa la nostra precedente conoscenza della massa e del raggio stellari nonché la teoria delle modulazioni mareale e da irradiazione, per verificare che il rapporto tra le ampiezze degli effetti di irradiazione ed ellissoidale sia quello atteso e che i tre effetti abbiano le relative, corrette fasi. Ci aspettiamo che l'ampiezza dell'effetto sia dell'ordine di 10 - 1000 parti per milione.

Al livello di precisione richiesto per tale lavoro, l'attività stellare contaminerà il segnale e, peggio ancora, lo farà su una scala temporale paragonabile a quella dei segnali d'interesse, cioè il periodo orbitale. Le associate modulazioni di flusso dovute a macchie stellari possono facilmente essere maggiori dell'atteso segnale dovuto a irradiazione/deformazione ellissoidale/riflessione. Poiché il periodo orbitale del candidato pianeta non è noto in anticipo, le variazioni legate al periodo di rotazione stellare possono facilmente essere della durata esatta per confondere il metodo BEER. Per tale ragione, questo algoritmo può trovare solo candidati e le osservazioni della velocità radiale sono assolutamente necessarie per ottenere qualsiasi conferma.

La "birra" dell'algoritmo, insomma, non basta a fare un pianeta. Per evitare il rischio di attribuire alla presenza di un corpo orbitante un segnale che dipende invece dalla sola attività stellare, è imprescindibile ottenere una conferma terza per mezzo della misurazione della velocità radiale della stella.

Ma anche se BEER non basta da solo a scoprire nuovi pianeti, l'algoritmo può fare tuttavia molto, anzi moltissimo. I telescopi CoRoT e Keplero hanno accumulato nel corso degli anni un immenso archivio, contenente centinaia di migliaia di curve di luce ad alta risoluzione. Scandagliarle per mezzo di BEER consente di isolare le stelle "papabili" in un campione estremamente vasto.

Riguardo a questa selezione, la maggiore utilità di BEER sta in una potenzialità di cui è giunto il momento di parlare: i tre effetti sono misurabili anche nel caso di esopianeti che non transitano davanti alla loro stella rispetto al nostro punto di vista. Si tratta di un enorme passo in avanti rispetto all'uso del solo metodo del transito, la cui produttività è nativamente limitata ai casi in cui l'orientamento delle orbite planetarie è favorevole per la nostra visuale.

È vero, però, che il segnale dei tre effetti è minuscolo rispetto a quello dei transiti planetari. Ciò limita la possibilità di scoprire nuovi candidati pianeti per mezzo di BEER a quelli di massa gioviana, per giunta molto vicini alla loro stella. Tuttavia è possibile ora allargare la ricerca a tutte quelle stelle, per le quali l'analisi delle curve di luce non ha ancora mostrato alcun segno di transiti planetari.

La linea verde nel grafico indica la modulazione netta rilevata dall'algoritmo BEER nelle curve di luce di Kepler-76. Le fasi 0 e 0,5 corrispondono rispettivamente al massimo avvicinamento del compagno planetario e della stella all'osservatore terrestre. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

La linea verde nel grafico indica la modulazione netta rilevata dall'algoritmo BEER nelle curve di luce di Kepler-76. Le fasi 0 e 0,5 corrispondono rispettivamente al massimo avvicinamento del compagno planetario e della stella all'osservatore terrestre. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

Kepler-76b, il primo esopianeta scoperto con BEER

Nel 2012 grazie all'algoritmo BEER erano già stati scoperti sette sistemi binari con stelle secondarie di massa ridotta (tra 0,07 e 0,4 masse solari), presenti nel campo di osservazione del telescopio Keplero. Ma una stella, per quanto piccola, ha comunque una massa notevolmente maggiore di quella di un pianeta e produce dunque modulazioni dei tre effetti più facilmente rilevabili. La vera sfida era trovare un pianeta con lo stesso metodo, sapendo che la variazione di luminosità da individuare non avrebbe superato le 50 parti per milione, cioè appena lo 0,00005 per cento del flusso luminoso totale.

Il risultato è stato infine raggiunto con la scoperta, poi confermata dalle misurazioni spettroscopiche della velocità radiale, di Kepler-76b, un Giove caldo da circa due masse gioviane, in orbita intorno a una stella di classe F situata nella costellazione del Cigno a una probabile distanza dalla Terra di circa 2000 anni luce. La scoperta è descritta in uno studio pubblicato in pre-stampa su arXiv.org, firmato da Simchon Faigler, Lev Tal-Or, Tsevi Mazeh, Dave W. Latham e Lars A. Buchhave. Le informazioni riportate di seguito sono ricavate dalla terza, e per ora ultima, revisione dell'articolo, datata 10 maggio 2013.

La stella, di magnitudine apparente 13,3, è più grande e massiccia del Sole, oltre che più calda, con una temperatura effettiva di 6409 ± 95 K contro i 5777 K del Sole. Il pianeta identificato grazie all'algoritmo BEER è un gigante gassoso ribollente, con un periodo orbitale di soli 1,54 giorni. Vicinissimo alla stella madre, da cui è separato da appena 4 milioni di chilometri, si trova a meno di un decimo della distanza di Mercurio dal Sole. I dati fotometrici indicano che Kepler-76b è più grande di Giove di circa il 25 per cento: precisamente 1,25 ± 0,08 raggi gioviani, pari a 89.247 km (circa 14 volte il raggio della Terra).

Gli autori dello studio sono arrivati all'identificazione di Kepler-76b partendo dall'analisi di 831 giorni di curve di luce prodotte dal telescopio spaziale Keplero tra il secondo e il decimo trimestre di attività operativa. Dopo una serie di trasformazioni e correzioni necessarie per eliminare i dati spuri, l'algoritmo BEER è stato applicato a un campione di 41.782 stelle, scelte dal catalogo generale (Kepler Input Catalog) con il criterio che fossero più brillanti della magnitudine 13,7 e con raggio stimato minore di 4 raggi solari.

Alla fine sono sopravvissuti soltanto 26 candidati, scelti con il miglior rapporto segnale/rumore per gli effetti ellissoidale e di irradiazione relativistica e in più seguendo il criterio che l'oggetto secondario rivelato dall'algoritmo avesse una massa inferiore a 60 masse gioviane. Tra i 26 candidati c'era anche Kepler-76, la stella identificata dal numero 4570949 nel catalogo generale di Keplero, nel quale era segnalata come una probabile binaria ad eclisse.

L'analisi visuale della curva di luce mostrava infatti la presenza di un'eclisse primaria con una profondità pari a circa 5 millesimi del flusso luminoso e un'eclisse secondaria, corrispondente all'occultazione dell'oggetto secondario da parte della stella, con una profondità pari a circa un decimillesimo del flusso luminoso.

Di fronte a questi valori, i tre effetti scoperti tramite BEER sono di gran lunga meno appariscenti. Sono anzi così deboli da essere quasi invisibili all'ispezione visuale della curva di luce di Kepler-76, come non mancano di mettere in evidenza gli autori:

È interessante notare ... che gli effetti sono significativamente più piccoli del rumore di fondo della curva di luce, al punto che le modulazioni rilevate sono quasi irriconoscibili a occhio. Tuttavia, ricavando lo spettro di potenza fotometrico di BEER da dati con un'estensione temporale di centinaia di giorni, si ottiene un visibile picco prominente in corrispondenza del periodo orbitale.

Lo spettro di potenza si ottiene con una trasformazione matematica, la cosiddetta trasformata di Fourier, che serve per mettere in evidenza all'interno di un flusso temporale di dati le eventuali componenti cicliche in esso presenti. Nel caso della curva di luce di Kepler-76, lo spettro di potenza applicato al debole segnale degli effetti rilevati dall'algoritmo BEER ha permesso di riconoscere che non si trattava di banale rumore di fondo, ma della periodica modulazione dei tre effetti, scandita dal periodo orbitale del gigante gassoso in orbita intorno alla stella. Nella loro forma originale, i tre segnali avevano intensità rispettivamente di 56 parti per milione (l'effetto di riflessione/emissione), 21,5 parti per milione (la modulazione ellissoidale) e 15,6 parti per milione (l'irradiazione relativistica).

Un segmento di 37 giorni di curva di luce di Kepler-76, sopra nella sua forma completa, sotto in una vista ingrandita che evidenzia la parte più debole della modulazione. I grandi picchi negativi periodici visibili nel grafico in alto corrispondono ai transiti di Kepler-76b (il transito mancato alla posizione 780,9 è dovuto a una breve interruzione nel flusso di dati registrati dal telescopio). Si può notare l'enorme differenza di intensità tra i segnali del transito e le modulazioni, molto più piccole, in cui sono nascosti i tre effetti cercati con BEER. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

Un segmento di 37 giorni di curva di luce di Kepler-76, sopra nella sua forma completa, sotto in una vista ingrandita che evidenzia la parte più debole della modulazione. I grandi picchi negativi periodici visibili nel grafico in alto corrispondono ai transiti di Kepler-76b (il transito mancato alla posizione 780,9 è dovuto a una breve interruzione nel flusso di dati registrati dal telescopio). Si può notare l'enorme differenza di intensità tra i segnali del transito e le modulazioni, molto più piccole, in cui sono nascosti i tre effetti cercati con BEER. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

Il grafico dello spettro di potenza applicato alla curva di luce di Kepler-76. Le linee tratteggiate rosse marcano i picchi di frequenza associati con il semi-periodo e il periodo orbitale di Kepler-76b, che indicano la presenza di una reale ciclicità nei dati analizzati con BEER. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

Il grafico dello spettro di potenza applicato alla curva di luce di Kepler-76. Le linee tratteggiate rosse marcano i picchi di frequenza associati con il semi-periodo e il periodo orbitale di Kepler-76b, che indicano la presenza di una reale ciclicità nei dati analizzati con BEER. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

Occorreva ora provare che Kepler-76b esisteva al di là di ogni possibile dubbio per mezzo di una conferma indipendente dalle registrazioni fotometriche del telescopio Keplero e dall'algoritmo BEER: una procedura indispensabile per promuovere il neo-candidato pianeta al rango di pianeta a tutti gli effetti.

Tra il 29 maggio e il 6 ottobre 2012 fu così eseguita una prima serie di osservazioni spettroscopiche di Kepler-76, usando lo spettrografo TRES montato sul telescopio da 1,5 metri dell'Osservatorio Fred Lawrence Whipple in Arizona. Una seconda serie di osservazioni spettroscopiche fu eseguita tra il 17 luglio e il 1° agosto 2012 con lo spettrografo SOPHIE del telescopio da 1,93 metri dell'Osservatorio francese di Haute-Provence.

Erano ora disponibili tre diverse serie di dati da cui ricavare il periodo orbitale di Kepler-76b: a) le modulazioni rilevate da BEER; b) le successioni dei transiti primari e secondari visibili nelle curve di luce della stella; c) le misurazioni della velocità radiale derivate dalle osservazioni spettroscopiche. Tutte e tre le serie di dati mostravano un accordo coerente sulla durata e le fasi del periodo orbitale di Kepler-76b. Il pianeta insomma era davvero lì, a girare vorticosamente intorno alla sua stella, così vicino da essere quasi certamente bloccato in orbita sincrona, come la Luna con la Terra.

L'immagine illustra il transito periferico di Kepler-76b rispetto alla sua stella, desumibile dalla forma delle eclissi periodiche nella curva di luce di Kepler-76. L'inclinazione dell'orbita del pianeta rispetto al nostro punto di vista è stata calcolata in 78,0 ± 0,2 gradi. <span class="di">Cortesia: Dood Evan</span>

L'immagine illustra il transito periferico di Kepler-76b rispetto alla sua stella, desumibile dalla forma delle eclissi periodiche nella curva di luce di Kepler-76. L'inclinazione dell'orbita del pianeta rispetto al nostro punto di vista è stata calcolata in 78,0 ± 0,2 gradi. <span class="di">Cortesia: Dood Evan</span>

La super-rotazione dell'atmosfera di Kepler-76b

Se il gigante gassoso rivolge sempre la stessa faccia alla sua stella, come è molto probabile che sia, diventa possibile spiegare una strana discrepanza emersa dal confronto tra le modulazioni degli effetti scoperti da BEER e le misurazioni della velocità radiale. Era emerso che, mentre la modulazione ellissoidale era in ottimo accordo con le variazioni della velocità radiale di Kepler-76 indotte dalla gravità del pianeta, l'entità della variazione dell'effetto di irradiazione implicava invece una variazione della velocità radiale 3,5 volte maggiore di quella effettivamente misurata.

Faigler e colleghi propongono nel loro studio che la causa di questa differenza sia da attribuirsi al fenomeno della super-rotazione. Con questo termine si indica la rotazione dell'atmosfera di un pianeta, indotta da cause non ancora del tutto comprese, a una velocità indipendente dalla velocità di rotazione del pianeta medesimo. Nel sistema solare, per esempio, la super-rotazione si manifesta in modo molto marcato nell'atmosfera di Venere, che compie un giro completo in soli quattro giorni, a dispetto del lungo giorno venusiano che dura ben 243 giorni terrestri.

Nel caso di Kepler-76b potrebbe accadere, sostengono gli autori, qualcosa di simile:

Una possibile spiegazione per questa ampiezza gonfiata dell'irradiazione fotometrica potrebbe essere uno spostamento di fase del segnale di riflessione, dovuto al fenomeno della super-rotazione, che implica l'advezione di gas verso est prodotta da un getto equatoriale super-rotante, all'interno dell'atmosfera di un compagno co-rotante. Showman & Gullot (2002) predissero attraverso un modello 3D di circolazione atmosferica che i pianeti di breve periodo con rotazione sincrona sviluppano una veloce, o super-rotante, corrente a getto in direzione est, che si estende dall'equatore fino a latitudini tipicamente di 20° - 60°. Essi mostrarono che in alcuni casi ... questa corrente produce uno spostamento di 10° - 60° di longitudine delle regioni più calde rispetto al punto substellare, il che si traduce in uno spostamento di fase della curva di emissione termica del pianeta.

In parole povere, il quadro tratteggiato dai ricercatori è quello di un gigante gassoso infuocato, con un emisfero perennemente rivolto verso la stella e l'altro in ombra. L'enorme calore e la rotazione sincrona innescano la super-rotazione dell'atmosfera, con la produzione di un'impetuosa corrente a getto che sposta di continuo verso est l'aria più calda. Il flusso di calore che il pianeta rimanda verso la stella (uno degli effetti rilevati dall'algoritmo BEER) viene a subire in tal modo uno spostamento di fase, perché il massimo della radiazione termica riflessa non proviene, come sarebbe lecito attendersi, dal punto substellare, dove il pianeta riceve la massima insolazione, ma da un luogo spostato di 10°– 60° a est.

La super-rotazione era del resto già stata confermata in passato attraverso osservazioni del telescopio spaziale a infrarossi Spitzer nel caso di un altro Giove caldo, orbitante intorno alla stella HD 189733 A. Nel caso di Kepler-76b, non essendo disponibili analoghe misure nell'infrarosso della riemissione termica proveniente dal pianeta, Faigler e colleghi sono ricorsi a un modello matematico che simula la redistribuzione della radiazione termica nelle bande fotometriche osservate dal telescopio Keplero, tenendo conto della (probabile) super-rotazione dell'atmosfera del pianeta. Dai loro calcoli è risultato che uno spostamento di fase di 10,3 ± 2,0 gradi, dovuto alle ipotizzate correnti a getto equatoriali che trasportano verso est i gas atmosferici più caldi di Kepler-76b, è in grado di spiegare perfettamente la discrepanza emersa tra l'entità dell'effetto di irradiazione e le misure della velocità radiale.

In base a tale modello, si ottiene per Kepler-76b una massa pari a 2,1 ± 0,4 masse gioviane (circa 665 masse terrestri), in ottimo accordo con i valori desunti dalle variazioni della velocità radiale.

I parametri stellari di Kepler-76 e i valori dei tre effetti rilevati dall'algoritmo BEER. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

I parametri stellari di Kepler-76 e i valori dei tre effetti rilevati dall'algoritmo BEER. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

I parametri orbitali ricavati dalle misurazioni della velocità radiale. La massa minima di Kepler-76b così ottenuta è pari a 1,96 ± 0,25 masse gioviane. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

I parametri orbitali ricavati dalle misurazioni della velocità radiale. La massa minima di Kepler-76b così ottenuta è pari a 1,96 ± 0,25 masse gioviane. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

I parametri stellari, planetari e orbitali che si ottengono dalla serie dei transiti e delle occultazioni visibili nella curva di luce di Kepler-76. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

I parametri stellari, planetari e orbitali che si ottengono dalla serie dei transiti e delle occultazioni visibili nella curva di luce di Kepler-76. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.6841v3 [astro-ph.EP]</span>

Riferimenti

Tag: esopianeti, articoli, BEER, Kepler-76b, metodo del transito, velocita radiale, microlente gravitazionale

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