Memoria dello Spazio

Una modesta nana rossa situata a 22 anni luce dalla Terra, Gliese 667 C, si è rivelata la casa di un complesso sistema planetario, costituito da almeno sei pianeti, forse sette. Tra essi, tre super-Terre situate nella zona abitabile della stella. Tutto ciò che sappiamo di questa compatta famiglia di pianeti è frutto di complessi calcoli statistici, basati sulle misurazioni della velocità radiale della nana rossa.

Le tre stelle di Gliese 667

A circa 22 anni luce dalla Terra, nella costellazione dello Scorpione, c'è un sistema triplo, Gliese 667, formato da due stelle in orbita relativamente ravvicinata, indicate con le lettere A e B, e una più distante e fioca, indicata con la lettera C.

Gliese 667 A, la stella primaria del sistema, appartiene alla classe spettrale K3. Ha magnitudine apparente 5,91 e una luminosità stimata tra l'11 e il 12 per cento di quella solare. La massa e il raggio sono rispettivamente il 73 e il 76 per cento dei valori solari.

La stella secondaria, Gliese 667 B, di magnitudine apparente 6,27, appartiene al tipo spettrale K5, irradia solo il 5 per cento della luce solare e ha massa e raggio pari rispettivamente al 69 e al 70 per cento dei valori solari. Percorre intorno al centro di massa del sistema un'orbita piuttosto eccentrica, la cui durata è calcolata in poco più di 42 anni. La distanza dalla stella primaria varia da un minimo di 5 unità astronomiche (più o meno la distanza di Giove dal Sole) a un massimo di 20 unità astronomiche (simile alla distanza di Urano dal Sole).

Gliese 667 C, la terza stella del sistema, è una nana rossa di magnitudine apparente 10,22. In base alla distanza angolare dalle altre due stelle, la distanza lineare che la separa dalla coppia formata da A e B è di almeno 230 unità astronomiche: quasi il doppio della distanza percorsa dal Voyager 1 dal 1977 a oggi. Classificata originariamente con il tipo spettrale M1,5, Gliese 667 C ha una temperatura effettiva di 3.350 ± 50 gradi Kelvin (più di 2.400 gradi in meno della fotosfera solare), che richiederebbe una riassegnazione alle classi M3 o M4. Emette solo l'1,37 per cento della luce solare. La sua massa è il 33 per cento di quella del Sole e il raggio il 42 per cento circa (292 mila chilometri: poco più di quattro volte il raggio di Giove).

Tutte e tre le stelle hanno un contenuto di metalli più basso di quello solare e tutte e tre sono sulla sequenza principale, con un'età stimata tra due e dieci miliardi di anni.

Emergono dai numeri i primi pianeti

Gliese 667 C, la nana rossa, apparve immediatamente un bersaglio ideale per la ricerca di esopianeti con il metodo della velocità radiale: a) è relativamente vicina alla Terra, per cui è possibile ottenere dati spettroscopici di ottima qualità, necessari per scoprire variazioni periodiche della velocità radiale determinate da corpi di massa planetaria; b) è una stella poco massiccia, sicché le oscillazioni gravitazionali causate dalla presenza di pianeti sono più marcate che non in stelle di massa solare; c) è una stella fredda, con una zona abitabile compresa in una regione la cui ampiezza non supera quella dell'orbita di Mercurio. Ciò significa che gli eventuali pianeti scoperti misurando la velocità radiale – generalmente piuttosto massicci, ma anche molto vicini alla stella madre – sarebbero con buona probabilità anche pianeti abitabili.

Nonostante le buone premesse, le 143 osservazioni di Gliese 667 C condotte tra il 2004 e il 2008 con il precisissimo spettrometro HARPS dell'ESO produssero molto poco: solo l'annuncio della presenza di un candidato pianeta con un periodo di circa 7 giorni. Dunque un mondo bruciato dal calore stellare, certamente inabitabile. L'annuncio, avvenuto durante una conferenza nel 2009, non fu seguito da alcuna pubblicazione.

Ci vollero altri tre anni perché un gruppo di ricercatori, guidato dall'astrofisico catalano Guillem Anglada-Escudé, pubblicasse su The Astrophysical Journal Letters un articolo in cui per la prima volta veniva riportata la presenza di un sistema planetario intorno a Gliese 667 C. L'articolo, del maggio 2012, confermava la presenza del candidato pianeta annunciato nel 2009: Gliese 667 Cb, una super-Terra con una massa minima di 5,68 masse terrestri e periodo di 7,2 giorni, orbitante a una distanza media di circa 7 milioni di chilometri dalla superficie della nana rossa (meno di un ventesimo di unità astronomica).

Gli autori aggiungevano poi di aver rilevato altri tre segnali nelle analisi della velocità radiale.

Il segnale più significativo era una tendenza secolare, corrispondente a una variazione di 1,8 metri al secondo per anno della velocità radiale di Gliese 667 C, associata a una probabilità di falso allarme statistico dello 0,055 per cento. Questo segnale poteva essere determinato dall'attrazione gravitazionale esercitata sulla nana rossa dalle due stelle principali del sistema oppure da un nuovo compagno, finora invisibile, di massa relativamente ridotta, per esempio una nana bruna o un gigante gassoso con un periodo di circa dieci anni. Gli autori conclusero che solo nuove osservazioni spettroscopiche di lunga durata avrebbero potuto chiarire l'origine del segnale.

Non vi era dubbio invece che il secondo dei tre nuovi segnali, con una probabilità di falso allarme statistico di appena 0,034 per cento, implicasse la presenza di una seconda super-Terra, Gliese 667 Cc, con una massa minima di 4,54 masse terrestri. Anche questo pianeta, il cui periodo è di 28,15 giorni, si trova vicinissimo alla stella: il semiasse maggiore dell'orbita è appena un dodicesimo di unità astronomica (circa 18,4 milioni di chilometri). Tuttavia, benché tale distanza sia solo un terzo del semiasse maggiore dell'orbita di Mercurio, la quantità di radiazione che Gliese 667 Cc riceve è una modesta frazione di quella che raggiunge Mercurio nel sistema solare. La nana rossa è infatti una stella fredda e poco luminosa, sicché il pianeta percorre la sua orbita nel bel mezzo della zona abitabile di Gliese 667 C: un anello molto vicino alla stella, entro i cui estremi l'irradiazione stellare consente la presenza di acqua liquida in superficie (sempre che il pianeta possieda una superficie). Secondo i calcoli, Gliese 667 Cc riceve alla sommità della sua eventuale atmosfera un flusso di radiazione pari al 90 per cento di quello che la Terra riceve dal Sole.

L'ultimo segnale scovato da Anglada-Escudé e colleghi nelle misurazioni della velocità radiale era il meno chiaramente definibile dei tre, con una periodicità incerta di 75 o 91 giorni, collegata probabilmente al periodo di rotazione stellare di 105 giorni. Era possibile, cioè, che il segnale dipendesse semplicemente dall'attività stellare, ma una serie di calcoli e di simulazioni orbitali suggerivano anche la possibilità che vi fosse intorno alla nana rossa una terza super-Terra, Gliese 667 Cd, con periodo di 75 giorni e massa minima di 5,65 masse terrestri. Se effettivamente esistente, anche questo terzo pianeta sarebbe rientrato nella zona abitabile, con possibilità di acqua liquida in superficie (purché fornito di un'atmosfera con un'elevata concentrazione di anidride carbonica).

... E poi il resto del sistema

Facile chiedersi a questo punto come mai i due (o tre) pianeti di Gliese 667 C non fossero stati scoperti prima, visto che il grosso dei dati analizzati dal gruppo di Anglada-Escudé nello studio del 2012 era costituito dalle medesime misurazioni della velocità radiale della nana rossa ottenute dall'ESO tra il 2004 e il 2008, dalle quali era emerso solo un candidato pianeta: la super-Terra bollente Gliese 667 Cb.

Il problema, come è spiegato nell'articolo in cui si descrive la scoperta, non era lo strumento, ma il software:

Insomma le informazioni rimanevano parzialmente nascoste nei dati, come una scena osservata da una lente non perfettamente a fuoco. Anglada-Escudé e colleghi usarono perciò al posto del precedente software uno strumento da loro sviluppato proprio con lo scopo di sfruttare al meglio i dati forniti dallo spettrometro HARPS. È stato dunque grazie al nuovo software, chiamato HARPS-TERRA (dove 'TERRA' sta per Template Enhanced Radial velocity Re-analysis Application), che è stato possibile individuare i segnali supplementari, contenuti in realtà fin dall'inizio nei dati spettroscopici di Gliese 667 C. Ulteriori conferme sono poi venute da alcune altre osservazioni della stella, ottenute con altri due spettrometri: il Planet Finder Spectrograph (PFS) montato sul telescopio Magellano da 6,5 metri dell'osservatorio di Las Campanas e lo HIRES dell'Osservatorio Keck.

Ma la cosa non finisce qui. Le misurazioni della velocità radiale, infatti, danno tante più informazioni quanto più sono numerose e distribuite nel tempo. Ecco allora che l'accumularsi di nuove osservazioni spettroscopiche di Gliese 667 C ha condotto, a distanza di un anno, alla pubblicazione di un nuovo studio che ha completamente modificato il panorama intorno alla nana rossa, formando l'immagine di un complesso sistema planetario costituito da sei o forse addiruttura sette pianeti.

Nel nuovo articolo il gruppo guidato da Anglada-Escudé e dal finlandese Mikko Tuomi si è avvalso di un totale di 228 misurazioni della velocità radiale di Gliese 667 C, di cui 173 ottenute attraverso l'analisi del software HARPS-TERRA sui dati forniti dallo spettrometro HARPS e le restanti attraverso osservazioni compiute con gli strumenti PFS e HIRES. Le nuove analisi statistiche dei dati hanno in primo luogo confermato la presenza e i periodi (7,2 e 28,1 giorni) delle due super-Terre già identificate con sicurezza nello studio precedente, cioè Gliese 667 Cb e Gliese 667 Cc. La terza super-Terra, Gliese 667 Cd, prima segnalata con un punto interrogativo e un periodo tentativamente stimato di 75 giorni, viene ora confermata senza punto interrogativo, ma con un periodo di 91 giorni e non più di 75. La massa minima è calcolata in 5,1 masse terrestri e il semiasse maggiore dell'orbita in 0,276 unità astronomiche (41,4 milioni di chilometri).

Le analisi statistiche eseguite sui dati Doppler hanno permesso inoltre di individuare altre due super-Terre nella zona abitabile della nana rossa, più un pianeta distante con un periodo di 256,2 giorni (Gliese 667 Cg) e persino un probabile settimo pianeta (Gliese 667 Ch), di massa simile a quella terrestre e molto vicino alla stella, il cui segnale è però così debole da richiedere ulteriori osservazioni e conferme.

Le due nuove super-Terre in zona abitabile sono Gliese 667 Cf e Gliese 667 Ce, con periodi rispettivamente di 39 e 62,2 giorni e massa minima di 2,7 masse terrestri.

Le super-Terre abitabili sono veramente abitabili?

Per mancanza di qualsiasi informazione su forme di vita con chimica differente da quella osservata sulla Terra, la zona abitabile di una stella è definita, un po' riduttivamente, come l'anello orbitale entro il quale un pianeta con superficie solida e atmosfera di tipo terrestre può ospitare acqua liquida sulla sua superficie.

In questo modello, il margine interno della zona abitabile è il luogo in cui l'irradiazione stellare genera un effetto serra catastrofico, tale da saturare l'atmosfera di vapore acqueo, con due conseguenze negative per la vita: a) rendere la temperatura superficiale di un pianeta troppo elevata; b) favorire la fotodissociazione del vapore acqueo nella stratosfera in idrogeno e ossigeno, con la conseguente, progressiva fuga dell'idrogeno nello spazio esterno.

Il margine esterno della zona abitabile è, invece, il luogo in cui la radiazione stellare è così debole da trasformare un pianeta in una "palla di neve": oltre un certo limite, infatti, l'anidride carbonica non contribuisce più a riscaldare il pianeta tramite l'effetto serra, ma genera un progressivo aumento dell'albedo, cioè del potere riflettente della superficie e dell'atmosfera planetaria, così da respingere buona parte della radiazione stellare verso lo spazio, favorendo la trasformazione dell'acqua superficiale in ghiaccio.

In base a questa definizione di zona abitabile, tre super-Terre rientrano certamente nella zona abitabile della nana rossa, che si estende, in base ai calcoli sulla radiazione emessa, in una fascia orbitale compresa tra 0,111 e 0,246 unità astronomiche. I tre pianeti sono Gliese 667 Cc, Gliese 667 Cf e Gliese 667 Ce. Ma basta la loro posizione favorevole a stabilire che siano abitabili tout court? Purtroppo no.

In primo luogo è necessario sapere se si tratta di pianeti gassosi o rocciosi (solo questi ultimi, avendo una superficie solida, possono ospitare masse d'acqua liquida). Se fossero stati osservati transiti davanti al disco stellare di Gliese 667 C, potremmo ricavare il raggio di ciascun pianeta e capire, dal suo rapporto con la massa, se la densità è tipica di un corpo roccioso o di un corpo gassoso. Ma non vi sono transiti per ora, solo misurazioni della velocità radiale. Ciò implica che dei tre pianeti potenzialmente abitabili conosciamo il periodo e la massa minima ma non il raggio né tantomeno la densità.

La massa effettiva di questi pianeti potrebbe essere uguale alla massa minima desunta dai calcoli sulla velocità radiale, se il loro piano orbitale giacesse lungo la nostra visuale, cioè se osservassimo le orbite di taglio. Non sappiamo, però, quale sia la reale inclinazione delle singole orbite rispetto al nostro punto di vista terrestre. Quel che Anglada-Escudé e colleghi hanno potuto appurare, servendosi di complesse simulazioni al computer, è che la stabilità dell'intero sistema planetario di Gliese 667 C è garantita al meglio se la massa di ciascun candidato pianeta non supera il doppio della massa minima ricavata dai dati Doppler. Ciò vuol dire che, molto probabilmente, la massa effettiva di ognuna delle tre super-Terre nella zona abitabile della nana rossa rimane al di sotto delle dieci masse terrestri. Questo dato, tuttavia, per quanto importante, non è sufficiente a dirimere la questione se i tre pianeti siano gassosi o rocciosi. Per la cronaca, il pianeta gassoso meno massiccio finora noto è GJ 1214 b, con 6,55 masse terrestri, mentre il pianeta più massiccio di cui sia nota la natura rocciosa, Kepler-10 b, "stazza" 4,5 masse terrestri. Insomma, entrambe le possibilità restano aperte.

La buona notizia è che le tre super-Terre in zona abitabile dovrebbero avere un alto contenuto di acqua, se le attuali teorie di formazione planetaria sono corrette. Secondo gli autori dello studio, infatti, i pianeti relativamente massicci di Gliese 667 C acqusirono parte della loro massa attirando materiale ricco di acqua, formatosi originariamente al di là della cosiddetta "linea della neve" (il confine oltre il quale la radiazione stellare è così debole da consentire la presenza di acqua solo sotto forma di ghiaccio):

Rotazione sincrona, irradiazione stellare e albedo

Ma molte altre sono le variabili che possono influire sulla reale abitabilità delle super-Terre di Gliese 667 C. Una di queste è la rotazione sincrona. Tutti e tre i pianeti in zona abitabile, con la sola eccezione forse di Gliese 667 Ce (il più distante dei tre dalla stella), sono molto probabilmente bloccati in rotazione sincrona: presentano cioè sempre la stessa faccia alla stella come fa la Luna con la Terra. Ciò implica una distribuzione delle temperature molto disuguale alla superficie dei tre pianeti, con un emisfero perennemente illuminato e caldo e uno oscuro e freddo. L'abitabilità di pianeti con tali caratteristiche è legata, perciò, allo spessore delle loro eventuali atmosfere: un'atmosfera densa e spessa, come è per esempio quella di Titano nel sistema solare, è in grado di redistribuire il calore stellare in modo più o meno uniforme lungo tutta la superficie del pianeta, mentre un'atmosfera sottile e rarefatta è a tal scopo inefficace, riducendo le possibilità di vita. La distribuzione delle eventuali masse continentali rispetto al punto di massima irradiazione stellare è un altro fattore che può influenzare le modalità di distribuzione del calore nell'atmosfera di questi pianeti.

Un altro elemento, poi, che influisce sull'abitabilità è l'albedo, che è determinata dalla composizione superficiale e dalle condizioni atmosferiche, entrambe sconosciute: un pianeta con un'elevata albedo può essere più freddo di un pianeta con un'albedo minore, anche se il primo si trova più vicino alla stella del secondo. Ciò è analogo a quanto si verifica nell'esperienza comune con le automobili: l'abitacolo di un'auto di colore scuro esposta al sole si surriscalda molto più di quello di un'auto di colore chiaro.

Sull'albedo, e quindi sull'abitabilità, influisce inoltre la distribuzione spettrale della radiazione emessa dalla stella, che in una nana rossa ha il suo picco a lunghezze d'onda maggiori, più rosse, rispetto alla radiazione solare:

Climi alieni

La più interna delle tre super-Terre potenzialmente abitabili, Gliese 667 Cc, si trova un po' più vicina al margine interno della zona abitabile della nana rossa rispetto alla posizione della Terra nel sistema solare. È lecito aspettarsi dunque che sia anche più calda della Terra, anche se, in termini puramente numerici, l'irradiazione stellare che essa riceve è leggermente inferiore a quella terrestre (1.230 watt al metro quadro, contro i 1.360 della Terra).

Il secondo dei tre pianeti, Gliese 667 Cf è probabilmente il candidato migliore per l'abitabilità. Riceve un'irradiazione di 788 watt al metro quadro, dunque è teoricamente più freddo della Terra. Va tenuto conto, però, del maggior calore che il pianeta può trattenere rispetto all'irradiazione ricevuta, a causa della minore albedo, dovuta al fatto che la luce proveniente da Gliese 667 C è più rossa di quella solare. Se bloccato in rotazione sincrona, Gliese 667 Cf potrebbe avere una regione abitabile a "occhio di bue", cioè un oceano liquido posto sotto il punto di massima irradiazione, con il resto del pianeta coperto da una coltre di ghiaccio. Ma il clima generale potrebbe essere anche più favorevole: se l'atmosfera fosse spessa e ricca di gas serra come anidride carbonica e metano, il calore potrebbe essere meglio trattenuto e redistribuito, riscaldando opportunamente anche le regioni non direttamente illuminate e impedendo la formazione di ghiacci durevoli.

Gliese 667 Ce, l'ultima delle super-Terre in zona abitabile, riceve solo un terzo della radiazione terrestre. È forse simile alla Terra per quanto riguarda l'alternanza giorno-notte, perché potrebbe non essere bloccato in rotazione sincrona. A causa, però, della scarsa irradiazione ricevuta, affinché sia abitabile è necessario che possieda un'atmosfera molto spessa e ricca di anidride carbonica, con una pressione superiore alle 2 atmosfere.

Gliese 667 Cd, infine, che si trova appena all'esterno della zona abitabile della nana rossa, potrebbe avere un oceano nascosto sotto la superficie (così come si sospetta per il satellite di Giove Europa), riscaldato dal calore prodotto internamente dal pianeta stesso attraverso il decadimento di elementi radioattivi. Ovviamente si tratta di una possibilità del tutto ipotetica, per la quale manca ogni riscontro concreto.

La vita, del resto, potrebbe albergare intorno a Gliese 667 non sui pianeti, ma su altrettanto ipotetiche lune delle sue super-Terre, ammesso che abbiano una massa sufficiente a sostenere acqua liquida in superficie, un'atmosfera duratura, un'attività tettonica e un campo magnetico sufficientemente intenso. Alcuni studiosi hanno calcolato che tale massa minima dovebbe essere superiore a un quarto di massa terrestre, un valore che nessun satellite del sistema solare raggiunge neppure lontanamente. In ogni caso, per il momento non siamo assolutamente in grado di riconoscere la presenza di lune intorno ai pianeti di Gliese 667 (né in qualsiasi altro sistema planetario diverso dal nostro). Le uniche prove dell'esistenza di pianeti in orbita intorno alla nana rossa sono le oscillazioni della stella, calcolate misurando le variazioni della sua velocità radiale. Ma tali oscillazioni sono un effetto cumulativo, nel quale – con le tecnologie attuali – non è possibile distinguere quale parte dipenda dalla massa di un pianeta e quale dalla massa delle sue eventuali lune.

Dagli spettri stellari alla velocità radiale

Grazie alle approfondite analisi e simulazioni presentate nello studio di Anglada-Escudé e colleghi sappiamo ora che Gliese 667 C ospita un sistema planetario formato da almeno sei pianeti e forse da un settimo. Conosciamo, sia pure con un certo margine di approssimazione, la probabile durata dell'anno di ciascuno di essi, la massa minima, l'eccentricità e il semiasse maggiore delle loro orbite.

Si tratta per la verità di candidati pianeti (il settimo, Gliese 667 Ch non è neppure quello, per ora), perché lo status di pianeta a tutti gli effetti è riconosciuto solo se l'esistenza è confermata con un metodo differente da quello utilizzato per la scoperta. Se, come in questo caso, il candidato pianeta è stato scoperto con il metodo della velocità radiale, l'osservazione di un transito da cui si possano desumere caratteristiche compatibili con quelle ricavate dalla misurazione della velocità radiale potrà essere usata come prova che il candidato è realmente un pianeta.

Tuttavia, anche in mancanza di transiti, le prove indiziarie fornite dal gruppo di Anglada-Escudé per almeno sei dei sette pianeti sono tali da lasciare pochi dubbi sulla loro effettiva esistenza. Sono lì, intorno alla nana rossa, anche se, per ora, non siamo in grado di scorgerli direttamente.

La conoscenza che ne abbiamo è però, necessariamente, molto più scarna di quella che abbiamo accumulato sui pianeti del sistema solare. Di Mercurio, Venere, Marte, Giove ecc. possediamo migliaia di immagini, studi dettagliatissimi sulle caratteristiche orbitali, l'inclinazione dell'asse, il campo magnetico, la composizione superficiale e l'atmosfera. Nel caso di Marte, disponiamo addirittura di immensi archivi di immagini scattate direttamente dalla superficie del pianeta. Delle super-Terre in orbita intorno a Gliese 667 C sappiamo invece pochissimo. Ci manca qualsiasi informazione sulle loro caratteristiche più importanti: dimensione, densità, atmosfera, presenza di acqua, effettiva abitabilità. Il fatto è che anche solo 22 anni luce sono una distanza immensa per l'osservazione diretta e lo studio di corpi di massa planetaria, situati nelle immediate vicinanze della loro stella.

Per sapere qualcosa su questi pianeti, bisogna perciò affidarsi alle analisi statistiche sulle variazioni della velocità radiale di Gliese 667 C: un metodo potentissimo, ma molto, molto indiretto. Così, mentre Curiosity, Opportunity, Mars Express e altre sonde continuano a inviare a Terra, quasi quotidianamente, foto ad alta risoluzione della superficie di Marte e analisi chimiche sulla composizione del terreno marziano, i dati su cui hanno lavorato gli astronomi per definire il sistema planetario di Gliese 667 C sono molto più scarni e sicuramente meno affascinanti.

Il punto di partenza della ricerca sono stati gli spettri della luce emessa da Gliese 667 C: grafici come quello riportato nell'immagine seguente, che mostrano una serie di picchi più o meno profondi, associati a differenti lunghezze d'onda della luce. Ciascuno di quei picchi indica che una parte della radiazione stellare è stata assorbita, a una precisa lunghezza d'onda, da un determinato elemento o composto chimico, presente nell'atmosfera della stella (o nell'atmosfera terrestre). Poiché sappiamo da esperimenti di laboratorio a quale esatta lunghezza d'onda un dato elemento chimico presenta il suo picco spettrale in condizioni di quiete, è possibile ricavare lo spostamento Doppler causato, nello spettro della stella, dal suo moto nella nostra direzione. Dall'entità di questo spostamento deriva la misura della velocità radiale, cioè la velocità espressa in metri al secondo, con cui la stella, al momento dell'osservazione, si sta avvicinando o allontanando dall'osservatore terrestre: se la caratteristica spettrale è spostata verso il lato blu dello spettro, la stella è in avvicinamento, se è spostata verso il lato rosso, allora si sta allontanando.

Alla fine, mettendo insieme tutte le misurazioni della velocità radiale effettuate nel tempo, si ottiene una tabella che associa a ciascuna osservazione la velocità radiale, positiva o negativa, che aveva la stella in quel preciso istante, con l'indicazione del margine di errore da considerare, dovuto ai limiti fisici dello spettrometro o ad altri fattori relativi a quella specifica osservazione. Valori positivi indicano che la stella si stava allontanando dalla Terra, valori negativi che si stava avvicinando.

Per evitare qualsiasi incertezza sulla cronologia, le date sono espresse in giorni giuliani, corretti in modo da compensare le variazioni di posizione della Terra rispetto al baricentro del sistema solare al momento della rilevazione. Per esempio, la data giuliana 2454662,664140, il primo valore della tabella riportata più sotto, corrisponde esattamente alle ore 3, 56 minuti e 21,7 secondi, tempo universale, del 15 luglio 2008, un martedì (la parte intera del numero, 2.454.662, indica il numero di giorni trascorsi a partire dal mezzogiorno del 1° gennaio del 4713 a.C.).

Miracoli della statistica

La tabella che contiene l'insieme delle misurazioni della velocità radiale di Gliese 667 C è come un diario che mette in fila, un'osservazione dopo l'altra, l'effetto cumulativo che tutti i corpi relativamente vicini alla stella, comprese le due stelle principali del sistema, esercitano con la loro attrazione sulla nana rossa. La tabella ci dice che Gliese 667 C si comporta un po' come una trottola: oscilla in modo apparentemente disordinato intorno a un baricentro che varia di continuo, in ragione della posizione, al momento di ciascuna osservazione, di tutti i corpi – stelle e pianeti – che la stanno "tirando" contemporaneamente da una parte o dall'altra.

Poiché l'azione della gravità è proporzionale alle masse dei corpi e inversamente proporzionale al quadrato delle distanze, è ovvio che, quanto più un pianeta è massiccio e vicino, tanto più il suo effetto è importante nel determinare le variazioni della velocità radiale della stella. Qui entra in gioco, poi, la sensibilità dello strumento. Lo spettrografo HARPS, usato per acquisire gli spettri da cui sono state ricavate le misurazioni riportate in tabella, è in grado di fornire un livello di precisione che, nel corso degli anni, si è rivelato dell'ordine di 1 metro al secondo. Uno strumento dunque molto affidabile e preciso, ma assolutamente insufficiente, per esempio, a rilevare, alla distanza di Gliese 667 C, un effetto analogo a quello che la gravità terrestre esercita sul Sole dalla distanza di 150 milioni di chilometri: appena 8 centimetri al secondo! Per fortuna Gliese 667 C "pesa" solo un terzo del Sole: dunque subisce dai suoi pianeti, a parità di massa, effetti gravitazionali più marcati della nostra stella.

Ricapitolando: le variazioni della velocità radiale sono l'effetto cumulativo dell'attrazione gravitazionale esercitata su una stella, in un dato momento, da tutti i corpi che le sono relativamente vicini. Anche i migliori spettrografi non ci consentono, però, almeno per ora, di rilevare variazioni minori di un metro al secondo. Questo significa che l'immagine di un sistema planetario che i calcoli sulla velocità radiale sono in grado di fornire è lungi dall'essere un quadro completo: ci sfuggono quei corpi che sono o troppo poco massicci o troppo distanti dalla stella per superare la soglia di rumore dello spettrografo.

Una volta, poi, messo insieme un certo numero di misurazioni della velocità radiale di una stella, il compito degli astronomi nel determinare le caratteristiche del suo ipotetico sistema planetario è appena cominciato. In primo luogo, occorre studiare attentamente l'attività stellare, per identificare i segnali periodici legati alla sua rotazione e capire qual è il suo livello di attività superficiale: una stella molto attiva, preda di frequenti brillamenti, rischia di offuscare gravemente i segnali di origine planetaria nascosti nelle misurazioni della sua velocità radiale. Per fortuna Gliese 667 C si è rivelata una stella estremamente tranquilla rispetto alla media delle nane rosse. Il suo periodo di rotazione è stato calcolato in circa 105 giorni e sono stati definiti con precisione gli indici di attività che possono influenzare l'individuazione di segnali di origine planetaria.

Ma, tutto ciò premesso, come si fa a passare da una serie di valori apparentemente casuali della velocità radiale a un quadro ordinato, che identifichi i corpi responsabili di quelle variazioni e attribuisca a ciascuno di essi la parte che gli compete dell'effetto gravitazionale complessivo esercitato sulla stella? Occorre individuare le periodicità che si nascondono nelle variazioni della velocità radiale. In effetti, l'attrazione che un pianeta esercita sulla sua stella modifica la velocità radiale di quella rispetto alla Terra in misura diversa a seconda di dove si trovi il pianeta, nel corso della sua orbita, al momento dell'osservazione, sia rispetto alla stella sia rispetto alla Terra. Ogni orbita, però, ripropone lo stesso ciclo di variazioni, sicché, disponendo di osservazioni spettroscopiche spalmate su più cicli orbitali di uno stesso pianeta, è possibile individuare la periodicità del suo segnale.

Uno dei principali strumenti matematici usati a tal fine dagli astronomi, compreso il gruppo di Anglada-Escudé nella sua ricerca su Gliese 667 C, sono i periodogrammi. Si tratta di metodi per trasformare una serie di dati ordinati cronologicamente, come sono appunto le misurazioni della velocità radiale, in diagrammi che esprimono il livello di significatività statistica di tutte le periodicità, di qualsiasi natura e origine, che l'analisi matematica di quei dati riesce a identificare. Dai periodogrammi sono così emersi come segnali significativi (si veda l'immagine seguente) i periodi orbitali dei vari pianeti di Gliese 667 C.

Un sistema planetario fatto soprattutto di numeri

Un altro metodo statistico usato dai ricercatori per arrivare alla miglior soluzione possibile per il sistema planetario di Gliese 667 C è stata l'inferenza bayesiana. Consiste in un'analisi matematica che, partendo da alcuni dati posti come a priori, per esempio che la stella non abbia alcun pianeta o che ne abbia uno soltanto, valuta il livello di credibilità di ciascuna ipotesi, aggiungendo un po' alla volta nuovi elementi basati sui dati a disposizione. Tale tipo di analisi statistica ha successo se l'ipotesi che si intende portare avanti, nel caso specifico la presenza di sei o sette pianeti intorno a Gliese 667 C con i loro possibili periodi orbitali, raggiunge un grado di probabilità significativamente maggiore delle ipotesi via via meno complesse.

Dopo aver determinato con questo metodo e con quello dei periodogrammi che la soluzione basata su una famiglia di sei o sette pianeti interpreta al meglio i dati disponibili, gli astronomi hanno poi compiuto una serie di altre verifiche statistico-matematiche, tra le quali particolarmente importanti le simulazioni sull'evoluzione futura del sistema. Sette pianeti più massicci della Terra racchiusi in uno spazio di poco più di mezza unità astronomica possono sopravvivere a lungo, infatti, solo se le loro orbite possiedono poca o nessuna eccentricità e se sono confinate in luoghi dove le reciproche influenze gravitazionali si bilanciano senza alterare la stabilità del sistema. I calcoli effettuati per verificare questa possibilità hanno dimostrato che un sistema planetario così composto, pur con tanti pianeti così vicini tra loro, può durare stabilmente per almeno cento milioni di anni. A maggior riprova della validità della configurazione trovata, è risultato poi che l'orbita del settimo pianeta, Gliese 667 h, il cui segnale è il più debole e incerto di tutti, si troverebbe all'interno dell'unica isola di stabilità possibile, risultante dalle simulazioni effettuate considerando la presenza di soli sei pianeti.

Ancora altri test sono stati svolti, infine, per determinare l'attendibilità dei segnali periodici collegati ai sette pianeti. Sono stati creati, per esempio, periodogrammi in cui i ricercatori hanno usato separatamente la prima e la seconda metà dei dati sulla velocità radiale di Gliese 667 C. I segnali di sei dei sette pianeti, con l'esclusione di h, sono risultati significativamente presenti sia nei periodogrammi basati sulla prima metà dei dati sia in quelli basati sulla seconda metà.

Insomma, il sistema planetario di Gliese 667 C, con tutta la sua complessità, è figlio della matematica applicata alla ricerca statistica. Tutto ciò che sappiamo di quei sette pianeti nasce da inferenze statistiche, che ci forniscono informazioni che un osservatore inesperto difficilmente potrebbe credere contenute, già in partenza, negli unici dati osservativi disponibili: gli spettri della luce emessa, nel corso di alcuni anni, da Gliese 667 C.

In definitiva, più numerosi e precisi sono gli spettri accumulati, più lungo è il periodo di osservazione di una stella, maggiori sono le informazioni che è possibile ottenere grazie all'analisi delle variazioni della velocità radiale. È per questo che il compito di definire le caratteristiche di un sistema planetario con questo metodo è pressoché infinito e suscettibile di continuo miglioramento. Nel corso di un solo anno, Gliese 667 C ha visto "crescere" il suo sistema planetario da due o al massimo tre pianeti a ben sette. Non sappiamo se future osservazioni allungheranno ancora la lista, ma la possibilità c'è, come è stato chiaramente ammesso da Anglada-Escudé e colleghi:

Potrebbero emergere, cioè, dalle prossime osservazioni non solo nuovi pianeti, ma rivisitazioni dei periodi orbitali calcolati per i pianeti finora individuati. È come se un pianeta venisse spostato all'improvviso di qualche milione di chilometri da o verso la sua stella.

Da tutto ciò si ricava che le analisi statistiche sulla velocità radiale sono, sì, in grado di fornire un quadro dettagliato sulla natura di un sistema planetario complesso come quello di Gliese 667 C, ma lasciano un certo senso di incompiutezza, come se fosse tutto un gioco di numeri o poco più. Ecco perché ci attendiamo che si riescano a ottenere in un prossimo futuro delle prove di tipo differente: l'osservazione di transiti planetari davanti al disco stellare o magari immagini dirette, che, attraverso l'occultazione della luce di Gliese 667 C, riescano a mostrarci cosa c'è davvero nelle sue immediate vicinanze. Solo così riusciremo a sapere forse qualcosa di più su questi misteriosi sette pianeti e, ci auguriamo, sulle tre super-Terre che orbitano nella zona abitabile della nana rossa.

Riferimenti