Fino a oggi gli astronomi hanno scoperto più di cinquemila esopianeti. Di essi, il 15% fa parte della categoria dei giganti gassosi che hanno almeno una massa pari a quella di Giove. Un nuovo studio del Max Planck Institute for Astronomy (MPIA) di Heidelberg ne ha però scoperto uno dalle caratteristiche molto peculiari. Si chiama HD 114082 b, è grande circa quanto Giove ma la sua massa è otto volte più grande.

“Rispetto ai modelli attualmente accettati, HD 114082 b è circa due o tre volte troppo denso per un giovane gigante gassoso con solo 15 milioni di anni” ha affermato Olga Zakhozhay, autrice principale dello studio. La densità media di quel pianeta gassoso è pari al doppio di quella della Terra, il che è davvero notevole. Dopotutto, la Terra è un pianeta roccioso con un nucleo di ferro e nichel, e non fatto di idrogeno ed elio, gli elementi più leggeri dell’Universo che compongono Giove quasi interamente.

HD 114082 b, inoltre, è anche il pianeta gigante gassoso più giovane conosciuto con una massa e un raggio stabiliti. Tale primato lo promuove come fondamentale oggetto di studio nell’ambito della formazione dei giganti gassosi in generale.

La formazione dei giganti gassosi

Dai modelli attualmente più accreditati, sappiamo che i pianeti giganti possano formarsi secondo due diversi scenari. Entrambi si verificano all’interno di un disco protoplanetario di gas e polvere, distribuito attorno a una giovane stella centrale.

• Il primo processo, noto come accrescimento del nucleo (core accretion), prevede una prima fase di accumulo di materiale roccioso, che forma il nucleo. Una volta raggiunta una massa critica di circa 10 masse terrestri, la sua forza gravitazionale attrae il gas circostante, portando all’accrescimento di idrogeno ed elio in un processo fuori controllo che porterà alla creazione di un pianeta gigante. Si pensa che Giove e Saturno si siano formati proprio con core accretion.
• La seconda modalità, denominata instabilità del disco (disk instability), prevede che il disco protoplanetario diventi gravitazionalmente instabile e che le particelle di gas denso inizino a collassare per formare direttamente un pianeta gigante.

A seconda dello scenario considerato, il gas dovrebbe raffreddarsi a velocità diverse, determinando la temperatura dei giovani pianeti giganti gassosi. Nel primo caso, il nucleo solido attrae a sé il gas attraverso un disco di accrescimento. Questo processo raffredda il gas, facendogli perdere gran parte della sua entropia iniziale. In questo caso si dice che il pianeta ha un “avviamento a freddo” (cold start). Per l’instabilità del disco invece, il gas che collassa direttamente per formare un pianeta gigante conserva la maggior parte della sua entropia iniziale. Questa sarà dunque elevata e il pianeta sarà caratterizzato da un “avvio a caldo” (hot start).

Si prevede che un pianeta gigante formato per disk instability abbia un’entropia più elevata, un raggio più ampio e una temperatura effettiva più alta rispetto a se si fosse formato per core accretion. Per questo gli astronomi preferiscono uno scenario con un hot start per pianeti giganti gassosi.

HD 114082 b, l’esopianeta che stravolge le teorie conosciute

La combinazione di massa e raggio del pianeta studiato dal team di Heidelberg è incompatibile col modello di avvio a caldo. È chiaro che rispetto ai modelli attuali, HD 114082 b è troppo piccolo per la sua cospicua massa. Questo potrebbe essere dovuto o a un nucleo solido insolitamente grande, o al fatto che i modelli non sono corretti e sottovalutano la velocità con cui questi giganti gassosi possono raffreddarsi. Infatti, questa differenza nelle dimensioni è maggiormente pronunciata nelle fasi iniziali della vita di un pianeta, per diventare poi meno rilevante dopo centinaia di milioni di anni dalla formazione, a causa del raffreddamento. Quando un pianeta gigante si raffredda (cioè perde entropia), il suo raggio si riduce e la sua temperatura effettiva diminuisce.

La scoperta del gigante gassoso HD 114082 b è il risultato di un vasto programma di osservazione chiamato RVSPY (Radial Velocity Survey for Planets around Young stars). Attualmente, esso consiste in 775 ore di osservazione distribuite in quattro anni e mezzo, con il telescopio da 2,2 metri dell’ESO/MPG. Esso è gestito dall’MPIA presso il sito di La Silla dell’European Southern Observatory (ESO) in Cile.

RVSPY mira a scoprire la popolazione di pianeti giganti gassosi caldi e freddi, attorno a giovani stelle. Per fare ciò, gli astronomi utilizzano il metodo delle velocità radiali (VR). Esso è basato sul movimento della stella attorno al baricentro del sistema stella-pianeta, dovuto alla forza di gravità che il pianeta esercita sulla stella. Tale movimento può essere percepito come uno spostamento della stella lungo la linea di vista, ed è misurabile con gli spettrometri grazie a piccoli spostamenti periodici negli spettri stellari.

In linea di principio, l’attività delle stelle, le pulsazioni e i brillamenti possono compromettere le misurazioni, in particolare nelle stelle giovani come HD 114082. Tuttavia, la qualità dei dati RVSPY è abbastanza buona da rilevare il segnale dalla stella oscillante oltre ogni dubbio. Grazie al metodo delle velocità radiali, gli astronomi possono non solo scoprire un esopianeta, ma anche dedurne la massa e il periodo orbitale.

Il metodo dei transiti come conferma

Per confermare l’esistenza di un pianeta scoperto grazie al metodo delle VR, gli astronomi usano il metodo del transito. Esso è fondamentale per determinare il raggio di un esopianeta, e dunque le sue dimensioni. Un transito avviene quando un pianeta, compiendo un’orbita attorno alla sua stella, passa proprio di fronte ad essa sulla nostra linea di vista, oscurandone la luce. Questo metodo, come è facile intuire, può essere utilizzato solo per sistemi extrasolari che noi riusciamo a vedere di taglio, mentre è del tutto inutilizzabile quando vediamo il sistema dall’alto.

Un esempio chiaro dell’effetto di un transito sul flusso della stella è dato dalla curva di luce. Questo strumento è fondamentale per trovare il raggio di un esopianeta. Infatti, come è facile intuire, più il pianeta è grande, più luce della stella ospite sarà oscurata. Il video sottostante mostra la curva di luce causata dal passaggio di HD 114082 b. La riduzione luminosa è stata misurata con grande precisione grazie al Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) della NASA. Credits: MPIA

Combinando i due metodi di VR e transito, Zakhozhay e colleghi hanno scoperto che HD 114082 b orbita a una distanza di circa 0,5 Unità Astronomiche (1 Unità Astronomica è la distanza tra il Sole e la Terra) attorno a una stella simile al Sole, con un periodo di 110 giorni. Dunque la sua orbita assomiglia a quella di Mercurio attorno al nostro Sole.

HD 114082 b è uno dei tre pianeti giganti gassosi con età fino a 30 milioni di anni (molto giovani) con masse e dimensioni note. Questi tre pianeti sono incoerenti con i modelli di avvio a caldo più comunemente adottati. Naturalmente, tre è un numero troppo basso per costruirci sopra uno studio statistico, ma sembra improbabile che quei pianeti abbiamo tutti valori anomali. A tal proposito, Zakhozhay sottolinea:

Sebbene siano necessari più pianeti di questo tipo per confermare questa tendenza, riteniamo che i teorici dovrebbero iniziare a rivalutare i loro calcoli. È entusiasmante il modo in cui i nostri risultati osservativi si ripercuotono sulla teoria della formazione dei pianeti. Aiutano a migliorare la nostra conoscenza su come crescono questi pianeti giganti e ci dicono dove si trovano le lacune della nostra comprensione.

I risultati sono stati pubblicati in un articolo sulla rivista Astronomy and Astrophysics, disponibile a questo link.

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