Astronomia

Esiste un termine per l'asterosismologia applicata ai pianeti giganti?

Esiste un termine per l'asterosismologia applicata ai pianeti giganti?

I pianeti giganti come Giove hanno oscillazioni che consentono analisi utilizzando le tecniche dell'asterosismologia, ad esempio Gaulme et al. (2011) hanno rilevato modalità globali su Giove tramite misurazioni della velocità radiale. Esiste un termine specifico per questa tecnica applicata ai pianeti giganti invece che alle stelle?


Esiste un termine specifico per questa tecnica (asterosismologia) applicata ai pianeti giganti anziché alle stelle?

No sembra che non ci sia.

Invece, le persone usano solo costruzioni letterali normali.

  1. "Sismologia dei pianeti giganti""
  2. "sismologia gioviana" e "sismologia dei pianeti giganti" o (il tuo pianeta qui) sismologia in generale
  3. "Sismologia planetaria di modo normale"

Un buon esempio della tecnica di imaging di Fourier è SYMPA:

JOVIAL è un'implementazione di nuova generazione, anche dalla Terra:

  • GIOVIALE; Joviano ohscillazioni tramite radiale Velocimetria iomUNging osservazioni a diversi lonitudini.
  • L'interno di Giove: dalla gravimetria alla sismologia

Nota: dopo la pubblicazione mi sono reso conto che uno dei documenti collegati è lo stesso della domanda dell'OP. Lo lascerò qui per completezza.


Sì. Anche se non ha molto senso cercarli sulle superfici dei pianeti giganti, poiché sono troppo dinamici, purtroppo.

Tuttavia, gli anelli di Saturno possono darci un'idea delle modalità di oscillazione interna, quest'area di ricerca viene quindi chiamata Cronosismologia.

Secondo la mia visione (molto limitata) degli sviluppi in questo sottocampo della scienza planetaria, i risultati stavano arrivando solo lentamente e con scarsa precisione.

Ma dal momento che il gran finale di Cassinis ci ha colpito, abbiamo osservazioni ravvicinate delle onde di densità in movimento negli anelli, insieme a dati orbitali ad alta precisione, quindi sembra che la ricerca stia prendendo velocità negli ultimi anni.


TESS Asterosismologia delle stelle ospiti giganti rosse HD 212771 e HD 203949

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1 Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto, Rua das Estrelas, 4150-762 Porto, Portogallo [email protected]

2 Departamento de Física e Astronomia, Faculdade de Ciências da Universidade do Porto, Rua do Campo Alegre, s/n, 4169-007 Porto, Portogallo

3 Kavli Institute for Theoretical Physics, University of California, Santa Barbara, CA 93106-4030, USA

4 INAF—Osservatorio Astrofisico di Catania, via S. Sofia 78, I-95123 Catania, Italia

5 Stellar Astrophysics Center (SAC), Dipartimento di Fisica e Astronomia, Aarhus University, Ny Munkegade 120, DK-8000 Aarhus C, Danimarca

6 LESIA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris, 5 posto Jules Janssen, F-92195 Meudon, Francia

7 Istituto di Scienze Spaziali (ICE, CSIC) Campus UAB, Carrer de Can Magrans, s/n, E-08193, Bellaterra, Spagna

8 Institut d'Estudis Espacials de Catalunya (IEEC), C/Gran Capità, 2-4, E-08034, Barcellona, ​​Spagna

9 Centro per gli esopianeti e l'abitabilità, Università di Warwick, Coventry CV4 7AL, Regno Unito

10 Dipartimento di Fisica, Università di Warwick, Coventry CV4 7AL, Regno Unito

11 Tata Institute of Fundamental Research, Mumbai, India

12 School of Physics and Astronomy, University of Birmingham, Edgbaston, Birmingham B15 2TT, UK

13 Dipartimento di Astronomia, Università di Yale, P.O. Casella 208101, New Haven, CT 06520-8101, USA

14 Sydney Institute for Astronomy (SIfA), School of Physics, University of Sydney, Sydney, NSW 2006, Australia

15 IRFU, CEA, Université Paris-Saclay, F-91191 Gif-sur-Yvette, Francia

16 AIM, CEA, CNRS, Université Paris-Saclay, Université Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité, F-91191 Gif-sur-Yvette, Francia

17 School of Physics, The University of New South Wales, Sydney, NSW 2052, Australia

18 Dipartimento di Scienze della Terra e del Pianeta, Università della California, Riverside, CA 92521, USA

19 Dipartimento di Fisica e Astronomia, Iowa State University, Ames, IA 50011, USA

20 Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, Justus-von-Liebig-Weg 3, D-37077 Gottinga, Germania

21 Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), E-38205 La Laguna, Tenerife, Spagna

22 Universidad de La Laguna (ULL), Departamento de Astrofísica, E-38206 La Laguna, Tenerife, Spagna

23 Université Côte d'Azur, Observatoire de la Côte d'Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Francia

24 Center for Space Science, NYUAD Institute, New York University Abu Dhabi, P.O. Casella 129188, Abu Dhabi, Emirati Arabi Uniti

25 Dipartimento di Astronomia, Ohio State University, Columbus, OH 43210, USA

26 Landessternwarte, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Königstuhl 12, D-69117 Heidelberg, Germania

27 Vanderbilt University, Dipartimento di Fisica e Astronomia, 6301 Stevenson Center Ln., Nashville, TN 37235, USA

28 Vanderbilt Initiative in Data-intensive Astrophysics (VIDA), 6301 Stevenson Center Ln., Nashville, TN 37235, USA

29 Dipartimento di Astronomia e Scienze Spaziali, Facoltà di Scienze, Ege University, 35100, Bornova, zmir, Turchia

30 Institute for Astronomy, University of Hawai'i, 2680 Woodlawn Dr., Honolulu, HI 96822, USA

31 Dipartimento di Astronomia e Astrofisica, Università di Chicago, 5640 S. Ellis Ave., Chicago, IL 60637, USA

32 Istituto di Fisica Teorica e Astronomia, Università di Vilnius, Saulėtekio av. 3, 10257 Vilnius, Lituania

33 Space Science Institute, 4750 Walnut Street, Suite 205, Boulder, CO 80301, USA

34 SETI Institute, Carl Sagan Center for the Study of Life in the Universe, fuori sede: 2801 Shefford Drive, Madison, WI 53719, USA

35 STFC Ernest Rutherford Fellow.

Ricevuto il 31 luglio 2019
Revisione 2019 settembre 10
Accettato 2019 settembre 12
Pubblicato il 29 ottobre 2019

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Contenuti

Progettazione di veicoli spaziali Modifica

Il design ottico CoRoT ha ridotto al minimo la luce parassita proveniente dalla Terra e ha fornito un campo visivo di 2,7° per 3,05°. Il percorso ottico CoRoT consisteva in un telescopio afocale fuori asse di 27 cm (10,6 pollici) di diametro alloggiato in un deflettore opaco a due stadi specificamente progettato per bloccare la luce solare riflessa dalla Terra e una fotocamera composta da un obiettivo diottrico e una scatola focale. All'interno della scatola focale c'era una serie di quattro rilevatori CCD protetti contro le radiazioni da una schermatura in alluminio spessa 10 mm. I CCD di asterosismologia sono sfocati di 760μm verso l'obiettivo diottrico per evitare la saturazione delle stelle più luminose. Un prisma davanti ai CCD di rilevamento del pianeta fornisce un piccolo spettro progettato per disperdersi più fortemente nelle lunghezze d'onda del blu. [14]

I quattro rilevatori CCD sono CCD modello 4280 forniti da E2V Technologies. Questi CCD sono design a trasferimento di fotogrammi, assottigliati e retroilluminati in un array di 2.048 x 2.048 pixel. Ogni pixel ha una dimensione di 13,5 μm × 13,5 μm che corrisponde a una dimensione angolare del pixel di 2,32 secondi d'arco. I CCD vengono raffreddati a -40 ° C (233,2 K -40,0 ° F). Questi rivelatori sono disposti in uno schema quadrato con due ciascuno dedicato alla rivelazione planetaria e all'asterosismologia. Il flusso di dati in uscita dai CCD è collegato in due Catene. Ogni catena ha un CCD di rilevamento planetario e un CCD di asterosismologia. Il campo visivo per il rilevamento planetario è di 3,5°. [14] Il satellite, costruito nel Centro spaziale Mandelieu di Cannes, aveva una massa di lancio di 630 kg, era lungo 4,10 m, con un diametro di 1,984 m ed era alimentato da due pannelli solari. [10]

Progettazione della missione Modifica

Il satellite osservato perpendicolarmente al suo piano orbitale, il che significa che non ci sono state occultazioni della Terra, consentendo fino a 150 giorni di osservazione continua. Queste sessioni di osservazione, chiamate "Long Run", hanno permesso il rilevamento di pianeti più piccoli e di lungo periodo. Durante i restanti 30 giorni tra i due principali periodi di osservazione, CoRoT ha osservato altre zone di cielo per alcune settimane di "Short Run", al fine di analizzare un numero maggiore di stelle per il programma asterosismico. Dopo la perdita di metà del campo visivo a causa del guasto dell'Unità di elaborazione dati n. 1 nel marzo 2009, la strategia di osservazione è passata a 3 mesi di osservazione, al fine di ottimizzare il numero di stelle osservate e l'efficienza di rilevamento.

Per evitare che il Sole entrasse nel suo campo visivo, durante l'estate settentrionale CoRoT ha osservato in un'area intorno a Serpens Cauda, ​​verso il centro galattico, e durante l'inverno ha osservato in Monoceros, nell'anticentro galattico. Entrambi questi "occhi" di CoRoT sono stati studiati in osservazioni preliminari effettuate tra il 1998 e il 2005, [15] che hanno permesso la creazione di un database, chiamato CoRoTsky, [16] con dati sulle stelle situate in questi due tratti di cielo. Questo ha permesso di selezionare i migliori campi di osservazione: il programma di ricerca sugli esopianeti richiede il monitoraggio di un gran numero di stelle nane e di evitare le stelle giganti, per le quali i transiti planetari sono troppo superficiali per essere rilevabili. Il programma asterosismico richiedeva stelle più luminose della magnitudine 9 e per coprire il maggior numero possibile di tipi diversi di stelle. Inoltre, al fine di ottimizzare le osservazioni, i campi non dovrebbero essere troppo radi – meno bersagli osservati – o troppo affollati – troppe stelle sovrapposte. Diversi campi sono stati osservati durante la missione: [17]

  • IRa01, dal 18 gennaio 2007 al 3 aprile 2007 – 9.879 stelle osservate
  • SRC01, dal 3 aprile 2007 al 9 maggio 2007 – 6.975 stelle osservate
  • LRc01, dal 9 maggio 2007 al 15 ottobre 2007 – 11.408 stelle osservate
  • LRa01, dal 15 ottobre 2007 al 3 marzo 2008 – 11.408 stelle osservate
  • SRa01, dal 3 marzo 2008 al 31 marzo 2008 – 8.150 stelle osservate
  • LRc02, dal 31 marzo 2008 all'8 settembre 2008 – 11.408 stelle osservate
  • SRC02, dall'8 settembre 2008 al 6 ottobre 2008 – 11.408 stelle osservate
  • SRa02, dal 6 ottobre 2008 al 12 novembre 2008 – 10.265 stelle osservate
  • LRa02, dal 12 novembre 2008 al 30 marzo 2009 – 11.408 stelle osservate
  • LRc03, dal 30 marzo 2009 al 2 luglio 2009 – 5.661 stelle osservate
  • LRc04, dal 2 luglio 2009 al 30 settembre 2009 – 5.716 stelle osservate
  • LRa03, dal 30 settembre 2009 al 1 marzo 2010 – 5.289 stelle osservate
  • SRa03, dal 1 marzo 2010 al 2 aprile 2010
  • LRc05, dal 2 aprile 2010 al 5 luglio 2010
  • LRc06, dal 5 luglio 2010 al 27 settembre 2010
  • LRa04, dal 27 settembre 2010 al 16 dicembre 2010
  • LRa05, dal 16 dicembre 2010 al 5 aprile 2011
  • LRc07, dal 5 aprile 2011 al 30 giugno 2011
  • Src03, dal 1 luglio 2011 al 5 luglio 2011 – un percorso fatto per riosservare il transito di CoRoT-9b
  • LRc08, dal 6 luglio 2011 al 30 settembre 2011
  • SRa04, dal 30 settembre 2011 al 28 novembre 2011
  • SRa05, dal 29 novembre 2011 al 9 gennaio 2012
  • LRa06, dal 10 gennaio 2012 al 29 marzo 2012 – una corsa dedicata alla riosservazione di CoRoT-7b
  • LRc09, dal 10 aprile 2012 al 5 luglio 2012
  • LRc10, dal 6 luglio 2012 al 1 novembre 2012 - interrotto dal fatale fallimento che ha posto fine alla missione.

La navicella ha monitorato la luminosità delle stelle nel tempo, alla ricerca del leggero oscuramento che si verifica a intervalli regolari quando i pianeti transitano sulla loro stella ospite. In ogni campo, CoRoT ha registrato la luminosità di migliaia di stelle nella gamma di magnitudo V da 11 a 16 per lo studio del pianeta extrasolare. In effetti, i bersagli stellari più luminosi di 11 hanno saturato i rilevatori CCD degli esopianeti, producendo dati imprecisi, mentre le stelle più scure di 16 non forniscono abbastanza fotoni per consentire rilevamenti planetari. CoRoT era abbastanza sensibile da rilevare pianeti rocciosi con un raggio due volte più grande della Terra, in orbita attorno a stelle più luminose di 14 [18] e si prevede inoltre di scoprire nuovi giganti gassosi nell'intera gamma di magnitudini. [19]

CoRoT ha anche studiato l'asterosismologia. Può rilevare variazioni di luminosità associate alle pulsazioni acustiche delle stelle. Questo fenomeno consente il calcolo della massa precisa, dell'età e della composizione chimica di una stella e aiuterà nei confronti tra il sole e altre stelle. Per questo programma, in ogni campo visivo c'era una stella obiettivo principale per l'asterosismologia e fino a nove altri obiettivi. Il numero di obiettivi osservati si è dimezzato dopo la perdita dell'Unità di elaborazione dati n. 1.

La missione è iniziata il 27 dicembre 2006 quando un razzo russo Soyuz 2-1b ha sollevato il satellite in un'orbita polare circolare con un'altitudine di 827 km. La prima campagna di osservazione scientifica è iniziata il 3 febbraio 2007. [20]

Fino a marzo 2013, il costo della missione ammonterà a 170 milioni di euro, di cui il 75% a carico dell'agenzia spaziale francese CNES e il 25% a carico di Austria, Belgio, Germania, Spagna, Brasile e dell'Agenzia spaziale europea ESA. [21]

L'appaltatore principale per la costruzione del veicolo CoRoT era CNES, [22] a cui sono stati consegnati i singoli componenti per l'assemblaggio del veicolo. Il vano attrezzature CoRoT, che ospita l'elettronica di acquisizione dati e pre-elaborazione, è stato costruito dal Laboratorio LESIA presso l'Osservatorio di Parigi e ha richiesto 60 anni-persona per essere completato. [22] La progettazione e la costruzione degli strumenti sono state curate dal Laboratoire d'études spaziale et d'instrumentation en astrophysique (LESIA) de l'Observatoire de Paris, dal Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, dall'Institut d'Astrophysique Spatiale ( IAS) di Orsay, il Centro spaziale di Liegi (CSL) in Belgio, l'IWF in Austria, il DLR (Berlino) in Germania e il Dipartimento di ricerca e supporto scientifico dell'ESA. Il telescopio afocale da 30 cm Corotel è stato realizzato da Alcatel Alenia Space nel Centre space de Cannes Mandelieu.

Prima dell'inizio della missione, il team ha affermato con cautela che CoRoT sarebbe stato in grado di rilevare pianeti solo poche volte più grandi della Terra o più grandi e che non era stato progettato specificamente per rilevare pianeti abitabili. Secondo il comunicato stampa che annuncia i primi risultati, gli strumenti di CoRoT funzionano con una precisione maggiore di quanto previsto e potrebbero essere in grado di trovare pianeti delle dimensioni della Terra con orbite brevi attorno a piccole stelle. [9] Il metodo di transito richiede il rilevamento di almeno due transiti, quindi i pianeti rilevati avranno per lo più un periodo orbitale inferiore a 75 giorni. Sono stati trovati candidati che mostrano un solo transito, ma rimane incertezza sul loro esatto periodo orbitale.

Si dovrebbe presumere che CoRoT rilevi una piccola percentuale di pianeti all'interno dei campi stellari osservati, a causa della bassa percentuale di esopianeti che transiterebbero dall'angolo di osservazione del Sistema Solare. Le possibilità di vedere un pianeta in transito sulla sua stella ospite sono inversamente proporzionali al diametro dell'orbita del pianeta, quindi i rilevamenti di pianeti ravvicinati supereranno in numero quelli dei pianeti esterni. Il metodo di transito è anche sbilanciato verso i grandi pianeti, poiché i loro transiti molto profondi sono più facilmente rilevabili rispetto alle eclissi superficiali indotte dai pianeti terrestri.

L'8 marzo 2009 il satellite ha subito una perdita di comunicazione con l'Unità di elaborazione dati n. 1, che stava elaborando i dati di una delle due catene di fotorivelatori sulla navicella. Le operazioni scientifiche sono riprese all'inizio di aprile con l'unità di elaborazione dati n. 1 offline mentre l'unità di elaborazione dati n. 2 funzionava normalmente. La perdita della catena di fotorivelatori numero 1 comporta la perdita di un CCD dedicato all'asterosismologia e di un CCD dedicato al rilevamento dei pianeti. Il campo visivo del satellite si riduce così del 50%, ma senza alcun degrado della qualità delle osservazioni. La perdita del canale 1 sembra essere permanente. [23]

Il tasso di scoperte di pianeti in transito è dettato dalla necessità di osservazioni a terra, di follow-up, necessarie per verificare la natura planetaria dei candidati al transito. Rilevamenti candidati sono stati ottenuti per circa il 2,3% di tutti i bersagli CoRoT, ma trovare eventi di transito periodici non è sufficiente per rivendicare la scoperta di un pianeta, poiché diverse configurazioni potrebbero imitare un pianeta in transito, come i binari stellari o una stella eclissante più debole molto vicina alla stella bersaglio, la cui luce, mescolata nella curva di luce, può riprodurre eventi di tipo transito. Una prima proiezione viene eseguita sulle curve di luce, alla ricerca di accenni di eclissi secondarie o di un transito piuttosto a forma di V, indicativo di una natura stellare dei transiti. Per i bersagli più luminosi, il prisma davanti ai CCD degli esopianeti fornisce fotometria in 3 diversi colori, consentendo di scartare candidati pianeti che hanno profondità di transito differenti nei tre canali, un comportamento tipico delle stelle binarie. Questi test consentono di scartare l'83% delle rilevazioni candidate, [24] mentre il restante 17% viene schermato con follow-up fotometrico e di velocità radiale da una rete di telescopi in tutto il mondo. Le osservazioni fotometriche, necessarie per escludere una possibile contaminazione da una binaria eclissante diluita nelle immediate vicinanze del bersaglio, [25] vengono eseguite su diversi strumenti di classe 1 m, ma impiegano anche il telescopio Tautenburg da 2 m in Germania e il 3,6 m CFHT/Megacam alle Hawaii. Il follow-up della velocità radiale consente di scartare sistemi binari o anche sistemi stellari multipli e, date sufficienti osservazioni, fornire la massa degli esopianeti trovati. Il follow-up della velocità radiale viene eseguito con spettrografi ad alta precisione, ovvero SOPHIE, HARPS e HIRES. [26] Una volta stabilita la natura planetaria del candidato, viene eseguita la spettroscopia ad alta risoluzione sulla stella ospite, al fine di determinare con precisione i parametri stellari, da cui possono essere derivate ulteriori caratteristiche dell'esopianeta. Tale lavoro viene svolto con telescopi a grande apertura, come lo spettrografo UVES o HIRES.

Interessanti pianeti in transito potrebbero essere ulteriormente seguiti con il telescopio spaziale Spitzer a infrarossi, per dare una conferma indipendente a una diversa lunghezza d'onda ed eventualmente rilevare la luce riflessa dal pianeta o le composizioni atmosferiche. CoRoT-7b e CoRoT-9b sono già stati osservati da Spitzer.

Sono stati pubblicati articoli che presentano i risultati delle operazioni di follow-up dei candidati planetari nei campi IRa01, [27] LRc01, [28] LRa01, [29] SRc01 [30]. Nell'aprile 2019 è stato pubblicato un riassunto dei risultati della ricerca sugli esopianeti, [31] con 37 pianeti e nane brune confermati e altri cento pianeti candidati ancora da verificare.A volte la debolezza della stella bersaglio o le sue caratteristiche, come un'elevata velocità di rotazione o una forte attività stellare, non consentono di determinare in modo univoco la natura o la massa del candidato planetario.

Asterosismologia e fisica stellare Modifica

Le stelle vibrano secondo molte diverse modalità di pulsazione più o meno allo stesso modo in cui gli strumenti musicali emettono una varietà di suoni. Ascoltare un'aria sulla chitarra non lascia dubbi sulla natura dello strumento, e un musicista esperto può anche dedurre il materiale e la tensione delle corde. Allo stesso modo, i modi di pulsazione stellare sono caratteristici delle proprietà stellari globali e delle condizioni fisiche interne. L'analisi di queste modalità è quindi un modo per sondare gli interni stellari per dedurre la composizione chimica stellare, i profili di rotazione e le proprietà fisiche interne come temperature e densità. L'asterosismologia è la scienza che studia i modi di vibrazione di una stella. Ciascuno di questi modi può essere rappresentato matematicamente da un'armonica sferica di grado l e ordine azimutale m. Di seguito vengono presentati alcuni esempi con una combinazione di colori in cui il blu (rosso) indica il materiale in contrazione (espansione). Le ampiezze di pulsazione sono molto esagerate.

Quando applicata al Sole, questa scienza si chiama eliosismologia ed è in corso ormai da alcuni decenni. L'abbondanza di elio sulla superficie solare è stata derivata in modo molto accurato per la prima volta, il che ha sicuramente dimostrato l'importanza della diffusione microscopica nella struttura solare. Le analisi dell'eliosismologia hanno anche svelato il profilo rotazionale interno solare, l'esatta estensione dell'involucro convettivo e la posizione della zona di ionizzazione dell'elio. Nonostante le enormi sfide tecniche, si era quindi tentati di applicare analisi simili alle stelle. Da terra questo era possibile solo per stelle vicine al Sole come α Centauri, Procione, β Virginis. L'obiettivo è rilevare variazioni di luce estremamente piccole (fino a 1 ppm) ed estrarre le frequenze responsabili di queste fluttuazioni di luminosità. Questo produce uno spettro di frequenza tipico della stella sotto esame. I periodi di oscillazione variano da pochi minuti a diverse ore a seconda del tipo di stella e del suo stato evolutivo. Per raggiungere tali prestazioni sono necessari lunghi tempi di osservazione privi di alternanze giorno/notte. Lo spazio è quindi il laboratorio asterosismico ideale. Rivelando la loro microvariabilità, misurando le loro oscillazioni a livello di ppm, CoRoT ha fornito una nuova visione delle stelle, mai raggiunta prima da alcuna osservazione da terra.

All'inizio della missione, due CCD su quattro sono stati assegnati ad osservazioni asterosismiche di stelle luminose (magnitudine apparente da 6 a 9) nella cosiddetta campo sismico mentre gli altri CCD erano riservati alla caccia di esopianeti nel cosiddetto campo exo. Sebbene con un rapporto segnale/rumore inferiore, è stata ottenuta anche un'interessante scienza sulle stelle dai dati del canale degli esopianeti, in cui la sonda registra diverse migliaia di curve di luce da ogni campo osservato. L'attività stellare, i periodi di rotazione, l'evoluzione della macchia stellare, le interazioni stella-pianeta, i sistemi stellari multipli sono utili extra oltre al principale programma asterosismico. Anche questo exo campo si è rivelato di incalcolabile ricchezza di scoperte asterosismiche. Durante i primi sei anni della sua missione, CoRoT ha osservato circa 150 stelle luminose nel campo sismico e più di 150 000 stelle deboli nel campo exo. La figura mostra dove si trova la maggior parte di essi nel diagramma Hertzsprung-Russell insieme ad alcuni altri osservati da terra.

Le scoperte furono numerose. [32] Citiamo la prima rivelazione di oscillazioni di tipo solare in stelle diverse dal Sole, [33] la prima rivelazione di oscillazioni non radiali in stelle giganti rosse, [34] la rivelazione di oscillazioni di tipo solare in stelle massicce [35] · , [36] la scoperta di centinaia di frequenze nelle stelle δ Scuti, [37] la spettacolare evoluzione temporale dello spettro di frequenza di una stella Be (righe di emissione B) durante un'esplosione, [38] la prima rivelazione di una deviazione da un spaziatura del periodo costante in modalità gravità in una stella SPB (Slowly Pulsating B). [39] L'interpretazione di questi risultati ha aperto nuovi orizzonti nella nostra visione di stelle e galassie. Nell'ottobre 2009 la missione CoRoT è stata oggetto di un numero speciale di Astronomia e Astrofisica, dedicato ai primi risultati della sonda. [40] Di seguito sono riportati alcuni esempi di contributi innovativi all'astrofisica stellare, basati sui dati di CoRoT:

Estensione della zona chimicamente mista nelle stelle della sequenza principale Modifica

Al di sopra del nucleo convettivo dove la miscelazione dei prodotti chimici è istantanea ed efficiente, alcuni strati possono essere interessati da miscelazione parziale o totale durante la fase di evoluzione della sequenza principale. La portata di questo zona mista extra così come l'efficienza di miscelazione sono, tuttavia, difficili da valutare. Questo ulteriore mescolamento ha conseguenze molto importanti poiché comporta scale temporali più lunghe per le fasi di combustione nucleare e può in particolare influenzare il valore della massa stellare alla transizione tra quelle stelle che finiscono la loro vita come nane bianche e quelle che affrontano un'esplosione finale di supernova . L'impatto sull'evoluzione chimica della galassia è ovvio. Le ragioni fisiche di questo extra-miscelazione sono varie, o un rimescolamento indotto dalla rotazione interna o un rimescolamento risultante da bolle convettive che attraversano il confine del nucleo convettivo per entrare nella zona radiativa dove alla fine perdono la loro identità (overshooting), o anche qualche altro poco noto processi.

  1. Stelle simili al solare: La stella simile al solare HD 49933 è esemplificativa di questo problema di extra-miscelazione. [41] Il suo involucro convettivo è responsabile della presenza di oscillazioni di tipo solare. Confrontando lo spettro di frequenza osservato con quello ottenuto da modelli teorici di 1,19 Mʘ calcolato con e senza miscelazione aggiuntiva esclude chiaramente un modello senza miscelazione aggiuntiva.
  2. Stelle sub-giganti: Tale mescolamento aggiuntivo influisce anche sulla struttura delle stelle sub-giganti più evolute poiché l'estensione di massa del nucleo di elio formato durante la combustione dell'idrogeno del nucleo è aumentata. La stella sub-gigante HD 49385 da 1,3 Mʘ è stato sottoposto all'esame di CoRoT e, sebbene non completamente conclusivo, sono stati introdotti nuovi vincoli alla modellazione di tali stelle. [42]
  3. Stelle SPB: Le stelle SPB (Slowly Pulsating B) più massicce mostrano uno spettro di frequenza dominato da modi gravitazionali di alto ordine eccitati dal meccanismo κ al lavoro in strati in cui le ionizzazioni di elementi del gruppo di ferro producono un picco di opacità. In tali stelle, il nucleo convettivo è circondato da una regione di composizione chimica variabile, la cosiddetta regione del gradiente μ, lasciata dal progressivo ritiro del nucleo convettivo man mano che l'idrogeno si trasforma in elio. Questa regione è piuttosto sottile e costituisce una regione di transizione netta, che induce una firma molto sottile nello spettro di frequenza dei modi gravitazionali. Invece di una spaziatura dei periodi costante che si trova in un modello stellare omogeneo, ci si aspettano deviazioni periodiche da questo valore costante nei modelli affetti da una regione di transizione netta. Inoltre, il periodo delle deviazioni è direttamente correlato alla posizione precisa della brusca transizione. [43] Questo fenomeno è stato rilevato in due stelle B ibride (che mostrano contemporaneamente modalità acustica β Cephei e gravità SPB): (1) HD 50230 [39] dove è chiaramente richiesta una extra-miscelazione con una forma piuttosto liscia in la modellazione e (2) HD 43317. [44]

Struttura degli strati stellari superficiali Modifica

  1. Strati di transizione negli inviluppi stellari: Strati di transizione come la regione di ionizzazione dell'elio o il limite inferiore dell'involucro convettivo nelle stelle di piccola massa e giganti rosse influenzano anche gli spettri di frequenza. In una struttura priva di tali discontinuità, i modi acustici di ordine elevato obbediscono ad alcune regolarità nella loro distribuzione di frequenza (grande separazione di frequenza, seconda differenza). Le zone di transizione introducono deviazioni periodiche rispetto a queste regolarità ei periodi delle deviazioni sono direttamente correlati alla posizione precisa delle zone di transizione. Queste deviazioni sono state previste dalla teoria e sono state osservate per la prima volta nel Sole. [45] Grazie a CoRoT sono stati rilevati anche nella stella simile al solare HD 49933 [46] e anche nella stella gigante rossa HD 181907. [47] In entrambi i casi è stato possibile ricavare con precisione la posizione della zona di ionizzazione dell'elio.
  2. Ampiezze e larghezze di linea negli spettri di oscillazione simili al solare: Uno dei maggiori successi della missione spaziale CoRoT è stato sicuramente il rilevamento di oscillazioni di tipo solare in stelle leggermente più calde del Sole. [33] Come è stato fatto in precedenza per il Sole, le misurazioni delle ampiezze e delle larghezze di linea nei loro spettri di frequenza hanno portato a nuovi vincoli nella modellazione delle eccitazioni stocastiche dei modi acustici per convezione turbolenta. Lo spettro di frequenza di HD 49933 [48] è stato confrontato con il modello di eccitazione stocastica sviluppato da Samadi et al. [49][50] Tranne alle alte frequenze, si può raggiungere un buon accordo adottando una metallicità dieci volte inferiore alla metallicità solare. Con il valore solare al contrario, i disaccordi nelle ampiezze possono raggiungere un fattore 2 alle basse frequenze.
  3. Granulazione: La presenza di granulazione è stata rilevata nello spettro di frequenza di HD 49933. Le analisi sono state effettuate con atmosfere modello idrodinamico 3D calcolate a metallicità solari e dieci volte più piccole di quelle solari. [51] Anche in questo caso il modello con la metallicità più bassa risulta essere più vicino alle osservazioni sebbene permangano ancora disaccordi significativi.

Giganti rosse ed evoluzione chimica della nostra galassia Modifica

Dopo l'esaurimento dell'idrogeno nel nucleo, la struttura stellare complessiva cambia drasticamente. La combustione dell'idrogeno ora avviene in un guscio stretto che circonda il nucleo di elio appena lavorato. Mentre il nucleo di elio si contrae e si riscalda rapidamente, gli strati sopra il guscio che brucia idrogeno subiscono un'importante espansione e raffreddamento. La stella diventa una gigante rossa il cui raggio e luminosità aumentano nel tempo. Queste stelle si trovano ora sul cosiddetto ramo delle giganti rosse del diagramma di Hertzsprung-Russell e sono comunemente chiamate Stelle RGB. Quando la loro temperatura centrale raggiunge 100 10 6 K, l'elio inizia a bruciare nel nucleo. Per masse stellari inferiori a circa 2 Mʘ, questa nuova combustione avviene in una materia altamente degenerata e procede attraverso un lampo di elio. Il riaggiustamento successivo al lampo porta la gigante rossa al cosiddetto grumo rosso (RC) nel diagramma di Hertzsprung-Russell.

Che siano RGB o RC, queste stelle hanno tutte un inviluppo convettivo esteso favorevole all'eccitazione di oscillazioni di tipo solare. Un grande successo di CoRoT è stata la scoperta di oscillazioni radiali e non radiali di lunga durata in migliaia di giganti rosse nel campo eso. [34] Per ciascuno di essi, la frequenza alla massima potenza νmax nello spettro di frequenza così come la grande separazione di frequenza tra modi consecutivi potrebbe essere misurata, [52] [53] definendo una sorta di passaporto sismico individuale.

  1. Popolazione di gigante rossa nella nostra galassia: Introducendo queste firme sismiche, insieme a una stima della temperatura effettiva, nelle leggi di scala che le collegano alle proprietà stellari globali, [54]gravità (gravità sismiche), masse e raggi possono essere stimati e luminosità e distanze immediatamente seguono per quelle migliaia di giganti rosse. È stato quindi possibile disegnare istogrammi e si è ottenuto un risultato del tutto inaspettato e spettacolare confrontando questi istogrammi CoRoT con quelli teorici ottenuti da popolazioni sintetiche teoriche di giganti rosse nella nostra galassia. Tali popolazioni teoriche sono state calcolate da modelli di evoluzione stellare, adottando varie ipotesi per descrivere le generazioni successive di stelle lungo l'evoluzione temporale della nostra galassia. [55]Andrea Miglio e collaboratori hanno notato che entrambi i tipi di istogrammi erano immagini sputate l'uno dell'altro, [56] come si può vedere nell'immagine degli istogrammi. Inoltre, sommando la conoscenza delle distanze di queste migliaia di stelle alle loro coordinate galattiche, è stata disegnata una mappa 3D della nostra galassia. Ciò è illustrato nella figura in cui i diversi colori si riferiscono a diverse esecuzioni CoRoT e a Keplero osservazioni (punti verdi).
  2. Relazione età-metallicità nella nostra galassia: L'età di una gigante rossa è strettamente correlata alla sua precedente vita nella sequenza principale, che è a sua volta determinata dalla sua massa e dalla sua metallicita'. Conoscere la massa di una gigante rossa equivale a conoscerne l'età. Se si conosce la metallicità, l'incertezza sull'età non supera il 15%! Missioni di osservazione come APOGEE(Apache Point Observatoty Evoluzione Galattica Ambiente) il cui obiettivo è misurare le metallicità per 100.000 giganti rosse nella nostra galassia, GALAH(Archeologia Galattica con HERMES) e GAIA(Interferometro Astrometrico Globale per Astrofisica) potrebbe ovviamente beneficiare ampiamente di queste gravità sismiche con il risultato finale di stabilire la relazione età-metallicità nella nostra galassia. L'asterosismologia ha varcato la soglia della struttura e dell'evoluzione chimica della nostra galassia. [57]
  3. Firme sismiche ed estensione delle zone miste durante la combustione di idrogeno ed elio centrale: Aumentando ulteriormente il controllo nell'analisi del CoRoT [58] e Keplero[59] gli spettri di frequenza delle giganti rosse hanno portato nuove importanti scoperte. Piccole e sottili differenze nelle firme sismiche ci consentono di distinguere le stelle RGB da quelle RC nonostante le loro simili luminosità. Questo è ora teoricamente confermato grazie a un'elaborata modellazione della gigante rossa. [60] Le distanze tra i periodi dei modi dominati dalla gravità dovrebbero essere particolarmente significative. La loro rilevazione per un gran numero di giganti rosse potrebbe darci indizi per stabilire l'estensione della regione extra-mista sopra il nucleo convettivo durante la combustione dell'idrogeno del nucleo, ma anche l'estensione della regione extra-mista durante la combustione dell'elio del nucleo, entrambi processi di miscelazione essere a priori totalmente estraneo. [61]

Grandi stelle Modifica

Le stelle massicce di sequenza principale variabile hanno spettri di frequenza dominati da modi acustici eccitati dal meccanismo κ al lavoro in strati in cui la ionizzazione parziale degli elementi del gruppo di ferro produce un picco di opacità. Inoltre, le più avanzate di queste stelle presentano modalità miste, cioè modalità con un carattere g negli strati profondi e un carattere p nell'inviluppo. La combustione dell'idrogeno avviene in un nucleo convettivo circondato da una regione di composizione chimica variabile e da un involucro prevalentemente radiativo ad eccezione di minuscoli strati convettivi legati alla parziale ionizzazione di elementi del gruppo di elio e/o ferro. Come nelle stelle di massa inferiore l'estensione della regione completamente o parzialmente mista situata appena sopra il nucleo convettivo (zona extra mista) è una delle principali incertezze che influenzano la modellizzazione teorica.

  1. β Stelle di Cephei: Le analisi sismiche delle stelle β Cephei mostrano che non è ovvio derivare un'estensione univoca di questa zona extra mista. [62] Sembra essere necessaria una misura piuttosto ampia per modellare θ Ophiuchi [63] mentre una molto più piccola è preferita per HD 129929, [64][65] per Canis Majoris, [66] per Ceti, [67] e per 12 Lacerte. [68][69] Questa zona extra-mista potrebbe anche essere assente nella struttura di V1449 Aquilae (HD 180642) [70] e ν Eridani. [71][72] Sarebbe estremamente interessante stabilire una relazione tra l'estensione di questa zona e la velocità di rotazione e/o il campo magnetico della stella. L'analisi sismica di V2052 Ophiuchi [73] mostra che questa stella, sebbene in rapida rotazione, che favorirebbe l'extra-miscelazione, potrebbe essere priva di tale regione. Il campo magnetico rilevato in questa stella potrebbe essere la ragione di questa mancanza di extra-miscelazione.
  2. Sii stelle: Le stelle di tipo tardo Be HD 181231 e HD 175869 sono rotatori molto rapidi, circa 20 volte più rapidi del Sole. La loro analisi sismica sembra richiedere una zona mista centrale di circa il 20% più grande di quanto previsto dalla sola convezione. [74] Un'altra star di Be, HD 49330, aveva in serbo una sorpresa davvero entusiasmante. Osservato da CoRoT durante un'esplosione di materia verso il suo disco circumstellare, tipico di tali stelle, il suo spettro di frequenza ha subito drastici cambiamenti. In primo luogo dominato dai modi acustici, lo spettro mostrava la comparsa di modi gravitazionali con ampiezze strettamente in linea con l'esplosione. [75] Un tale legame tra la natura dei modi eccitati e un fenomeno dinamico è ovviamente una miniera d'oro nella nostra ricerca della struttura interna delle stelle Be.
  3. Oh stelle: Un gruppo di stelle O è stato osservato da CoRoT. Tra questi HD 46150 e HD 46223 (membri dell'ammasso galattico NGC 2264) e HD 46966 (membro dell'associazione OB Mon OB2) non sembrano pulsare, il che è in accordo con la modellazione stellare di stelle con parametri globali simili. [76] Lo spettro di frequenza della stella di Plaskett HD 47129 mostra invece un picco con sei armoniche nell'intervallo di frequenza atteso dalla modellizzazione teorica. [77]

Un'altra scoperta inaspettata di CoRoT è stata la presenza di oscillazioni di tipo solare nelle stelle massicce. Il piccolo guscio convettivo relativo al picco di opacità risultante dalla ionizzazione degli elementi del gruppo del ferro a circa 200.000 K (picco di opacità del ferro) potrebbe infatti essere responsabile dell'eccitazione stocastica di modi acustici come quelli osservati nel nostro Sole.

  1. V1449 Aquilae (HD 180642): Questo obiettivo CoRoT è una stella Cephei il cui spettro di frequenza rivela modalità acustiche ad alta frequenza e ampiezza molto piccola. Un'attenta analisi ha mostrato che si trattava di oscillazioni di tipo solare eccitate da bolle turbolente originate da questa zona convettiva di picco di opacità del ferro o addirittura dal nucleo convettivo. [35] Questa è davvero una scoperta importante poiché era la prima volta che pulsazioni eccitate dal meccanismo κ che agisce nella zona del picco di opacità del ferro erano presenti fianco a fianco nella stessa stella con pulsazioni eccitate stocasticamente da questa stessa zona. Questo è il motivo per cui Kevin Belkacem, principale scopritore di queste oscillazioni di tipo solare in V1449 Aquilae, ha aggiunto un nuovo certificato di battesimo a questa stella Cephei e l'ha chiamata Chimera. La figura illustra il comportamento della frequenza rispetto al tempo per due modalità nello spettro di frequenza di Chimera, una modalità simile al solare (in alto) e una modalità β Cephei (in basso). La natura stocastica del modo simil-solare si rivela nell'instabilità della sua frequenza col passare del tempo e nella diffusione della frequenza su diversi μHz. Il contrasto con la stabilità in frequenza e la gamma di frequenza ristretta della modalità β Cephei è sorprendente.
  2. 46149: In seguito oscillazioni di tipo solare furono scoperte anche in una stella O più massiccia membro del sistema binario HD 46149. [36] I vincoli derivanti dalla natura binaria del sistema accoppiati a vincoli sismici portarono alla determinazione dei parametri orbitali del sistema nonché alle proprietà globali dei suoi membri.

L'ammasso aperto NGC 2264 Modifica

Durante una serie di osservazioni di 23 giorni nel marzo 2008, CoRoT ha osservato 636 membri del giovane ammasso aperto NGC 2264. Il cosiddetto Grappolo di alberi di Natale, si trova nella costellazione dell'Monocero relativamente vicino a noi ad una distanza di circa 1800 anni luce. La sua età è stimata tra i 3 e gli 8 milioni di anni. In un'età così giovane, l'ammasso è un obiettivo ideale per indagare su molte diverse questioni scientifiche connesse alla formazione delle stelle e all'evoluzione stellare precoce. I dati CoRoT delle stelle in NGC 2264 ci consentono di studiare l'interazione delle stelle di recente formazione con la materia circostante, la rotazione e l'attività dei membri dell'ammasso, nonché la loro distribuzione, l'interno delle giovani stelle utilizzando l'asterosismologia e le eclissi planetarie e stellari .

Le nascite stellari e l'infanzia delle stelle ci rimangono per lo più nascoste nella luce ottica perché le prime stelle sono profondamente radicate nella densa nube molecolare da cui sono nate. Le osservazioni nell'infrarosso o nei raggi X ci consentono di guardare più in profondità nella nuvola e di saperne di più su queste prime fasi dell'evoluzione stellare.Pertanto, nel dicembre 2011 e nel gennaio 2012, CoRoT ha fatto parte di una vasta campagna osservativa internazionale che ha coinvolto quattro telescopi spaziali e diversi osservatori terrestri. Tutti gli strumenti hanno osservato circa 4000 stelle nel giovane ammasso NGC 2264 simultaneamente per circa un mese a diverse lunghezze d'onda. La missione spaziale canadese MOST ha preso di mira le stelle più luminose dell'ammasso nella luce ottica, mentre CoRoT ha osservato i membri più deboli. MOST e CoRoT hanno osservato NGC 2264 continuamente per 39 giorni. [78] I satelliti della NASA Spitzer e Chandra hanno misurato contemporaneamente le stelle nell'infrarosso (per 30 giorni) e nei domini dei raggi X (per 300 kilosecondi). Contemporaneamente sono state effettuate anche osservazioni da terra, ad esempio con il Very Large Telescope dell'ESO in Cile, il Canadian-French-Hawaiian Telescope alle Hawaii, l'Osservatorio McDonald in Texas o l'Osservatorio Calar Alto in Spagna.

Le osservazioni CoRoT hanno portato alla scoperta di una dozzina di stelle pulsanti di sequenza pre-principale (PMS) δ Scuti e alla conferma dell'esistenza di pulsazioni γ Doradus nelle stelle PMS. [79] Anche la presenza di pulsazioni ibride δ Scuti/γ Doradus è stata confermata nei membri di NGC 2264. Le osservazioni CoRoT includevano anche i ben noti pulsatori della sequenza pre-principale, V 588 Mon e V 589 Mon, che furono i primi membri scoperti di questo gruppo di stelle. La precisione raggiunta nelle curve di luce CoRoT ha anche rivelato l'importante ruolo della granulazione nelle stelle pre-sequenza principale. [80]

L'indagine sulle stelle T Tauri e la loro interazione con la loro materia circumstellare utilizzando i dati CoRoT ha rivelato l'esistenza di una nuova classe, gli oggetti di tipo AA Tauri. [81] Prima delle osservazioni CoRoT, le stelle T Tauri erano note per mostrare variazioni di luce sinusoidali causate da macchie sulla superficie stellare, o variabilità completamente irregolare causata dai dischi di gas e polvere che circondano le giovani stelle. Gli oggetti di tipo AA Tauri mostrano minimi che si verificano periodicamente che sono diversi in profondità e larghezza, quindi sono variabili semi-regolari. Con le osservazioni CoRoT è stato possibile stabilire questa classe di oggetti. [82] Emozionanti intuizioni sulle prime fasi dell'evoluzione stellare provengono anche dal confronto della variabilità presente nella luce ottica con quella nell'infrarosso e nel regime dei raggi X.

Sistemi binari Modifica

CoRoT ha osservato un gran numero di sistemi binari con membri pulsanti non radialmente. [83] Alcuni di essi, che erano binari ad eclisse con membri di tipo γ Doradus, sono stati scoperti durante le esecuzioni di CoRoT. [84] Il fenomeno dell'eclissi gioca un ruolo chiave poiché i parametri globali possono immediatamente seguire, portando vincoli inestimabili, oltre a quelli sismici, alla modellazione stellare.

    AU Monocerotis: Questo sistema binario semi-indipendente contiene una stella Be che interagisce con la sua compagna stella G. La sua osservazione da parte di CoRoT ha fornito una curva di luce di altissima qualità. I parametri globali potrebbero quindi essere migliorati e sono state derivate nuove effemeridi per il movimento orbitale e per un'altra variazione a lungo termine. Questa variazione di lungo periodo sembra originare da una periodica attenuazione della luce da parte della polvere circumstellare. [85]

Esopianeti Modifica

Per trovare pianeti solari extra, CoRoT utilizza il metodo di rilevamento dei transiti. Il transito primario è l'occultazione di una frazione della luce da una stella quando un oggetto celeste, come un pianeta, passa tra la stella e l'osservatore. La sua rilevazione è resa possibile dalla sensibilità del CCD a variazioni molto piccole del flusso luminoso. Corot è in grado di rilevare variazioni di luminosità di circa 1/10.000. Gli scienziati possono quindi sperare di trovare pianeti con una dimensione di circa 2 volte quella della Terra con questo metodo, una classe di pianeti chiamata Super-Earth rilevamento di Corot-7b, il cui raggio è 1,7 volte quello della Terra ha dimostrato che queste previsioni erano corretta. CoRoT prende un'esposizione della durata di 32 secondi, ogni 32 secondi, ma l'immagine non viene trasmessa completamente alla Terra perché il flusso di dati sarebbe troppo grande. Il computer di bordo esegue un importante lavoro di riduzione dei dati: il campo attorno a ciascuna stella bersaglio, precedentemente selezionato dal team di esopianeti, viene definito su un certo numero di pixel descritti da una particolare maschera, viene quindi eseguita la somma di tutti i pixel all'interno della maschera e vengono aggiunte diverse esposizioni (di solito 16, il che equivale a un tempo di integrazione di circa 8 minuti) prima di inviare queste informazioni a terra. Per alcune stelle, considerate di particolare interesse, i dati di ciascuna esposizione vengono trasmessi ogni 32 secondi. Un tale campionamento di 32s o 512s ben si adatta alla rilevazione di un transito planetario che dura da poco meno di un'ora a diverse ore. Una caratteristica di questo metodo è che richiede di rilevare almeno tre transiti successivi separati da due intervalli di tempo uguali prima di poter considerare un bersaglio come un candidato serio. Un pianeta di periodo orbitale T dovrebbe essere osservato almeno per un intervallo di tempo compreso tra 2T e 3T avere la possibilità di rilevare tre transiti. La distanza del pianeta dalla stella (che è caratterizzata da un il semiasse maggiore dell'orbita ellittica) è legato al suo periodo orbitale dalla seconda legge di Keplero/Newton un 3 = T 2 Mstella, usando rispettivamente come unità per un, M e T: la distanza dalla Terra al Sole (150 milioni di km), la massa del Sole, il periodo orbitale della Terra (1 anno) questo implica che se il tempo di osservazione è inferiore ad un anno, ad esempio, le orbite del i pianeti rilevabili saranno significativamente più piccoli di quello della Terra. Quindi, per CoRoT, a causa della durata massima di 6 mesi di osservazione per ogni campo stellare, possono essere rilevati solo pianeti più vicini alle loro stelle di 0,3 Unità Astronomiche (inferiori alla distanza tra Sole e Mercurio), quindi generalmente non nel cosiddetta zona abitabile. La missione Kepler (NASA) ha osservato continuamente lo stesso campo per molti anni e quindi ha avuto la capacità di rilevare pianeti delle dimensioni della Terra situati più lontano dalle loro stelle.

Il moderato numero di esopianeti scoperti da CoRoT (34 durante i 6 anni di attività), è spiegato dal fatto che una conferma dovrebbe essere assolutamente fornita dai telescopi terrestri, prima che venga fatto qualsiasi annuncio. Infatti, nella stragrande maggioranza dei casi, la rilevazione di più transiti non significa la rilevazione di un pianeta, ma piuttosto quella di un sistema stellare binario, o l'uno che corrisponde ad un'occultazione radente di una stella da parte dell'altro, oppure che sistema è sufficientemente vicino a una stella luminosa (l'obiettivo CoRoT) e l'effetto del transito è diluito dalla luce di questa stella in entrambi i casi la diminuzione di luminosità è abbastanza bassa da essere compatibile con quella di un pianeta che passa davanti alla stella disco. Per eliminare questi casi, si eseguono osservazioni da terra utilizzando due metodi: spettroscopia di velocità radiale e fotometria di immagini con una camera CCD. Nel primo caso viene rilevata immediatamente la massa delle stelle binarie e nel secondo caso ci si può aspettare di individuare sul campo il sistema binario vicino alla stella bersaglio responsabile dell'allerta: il relativo decadimento di luminosità sarà maggiore di quello visto da CoRoT che aggiunge tutta la luce nella maschera definendo il campo di misura. Di conseguenza, il team scientifico degli esopianeti CoRoT ha deciso di pubblicare solo i pianeti confermati e completamente caratterizzati e non semplici liste di candidati. Questa strategia, diversa da quella perseguita dalla missione Kepler, dove i candidati vengono regolarmente aggiornati e messi a disposizione del pubblico, è piuttosto lunga. D'altra parte, l'approccio aumenta anche il ritorno scientifico della missione, poiché l'insieme delle scoperte CoRoT pubblicate costituisce alcuni dei migliori studi esoplanetari effettuati finora.

Cronologia delle scoperte planetarie Modifica

CoRoT ha scoperto i suoi primi due pianeti nel 2007: i caldi Giove CoRoT-1b e CoRoT-2b. [9] [92] I risultati sull'asterosismologia sono stati pubblicati nello stesso anno. [93]

Nel maggio 2008, l'ESA ha annunciato due nuovi esopianeti delle dimensioni di Giove, CoRoT-4b e CoRoT-5b, nonché un oggetto celeste massiccio sconosciuto, CoRoT-3b.

Nel febbraio 2009, durante il Primo Simposio CoRoT, fu annunciato il super-terra CoRoT-7b, che all'epoca era il più piccolo esopianeta a cui era stato confermato il suo diametro, con 1,58 diametri terrestri. Al Simposio sono state annunciate anche le scoperte di un secondo pianeta non transitante nello stesso sistema, CoRoT-7c, e di un nuovo Hot Jupiter, CoRoT-6b.

Nel marzo 2010 è stato annunciato CoRoT-9b. È un pianeta di lungo periodo (95,3 giorni) in un'orbita vicina a quella di Mercurio. [94]

Nel giugno 2010 il team CoRoT ha annunciato [95] sei nuovi pianeti, CoRoT-8b, CoRoT-10b, CoRoT-11b, CoRoT-12b, CoRoT-13b, CoRoT-14b, e una nana bruna, CoRoT-15b. [96] Tutti i pianeti annunciati sono delle dimensioni di Giove, eccetto CoRoT-8b, che sembra essere in qualche modo tra Saturno e Nettuno. La sonda è stata anche in grado di rilevare provvisoriamente la luce riflessa alle lunghezze d'onda ottiche di HD46375 b, un pianeta non in transito. [97]

Nel giugno 2011, durante il Secondo Simposio CoRoT, la sonda ha aggiunto dieci nuovi oggetti al catalogo Exoplanet: [98] CoRoT-16b, CoRoT-17b, CoRoT-18b, CoRoT-19b, CoRoT-20b, CoRoT-21b, CoRoT- 22b, CoRoT-23b, CoRoT-24b, CoRoT-24c.

A novembre 2011, circa 600 esopianeti candidati aggiuntivi sono stati sottoposti a screening per conferma. [99]

Risultati principali Modifica

Tra gli esopianeti rilevati da CoRoT, si può evidenziare un sottoinsieme con le caratteristiche più originali:

  • CoRot-1b, il primo pianeta rilevato da CoRoT è un Giove caldo. Con ulteriori analisi, CoRoT-1b è diventato il primo esopianeta ad avere la sua eclissi secondaria rilevata nell'ottica, [100] grazie alla curva di luce ad alta precisione fornita da CoRoT.
  • CoRoT-3b, con una massa di 22 MJup, sembra essere "qualcosa tra una nana bruna e un pianeta". Secondo la definizione di pianeta proposta dai proprietari del database exoplanet.eu [101] tre anni dopo, CoRoT-3b, essendo meno massiccio di 25 masse di Giove, è classificato come esopianeta. In un articolo dell'agosto 2010, CoRoT ha rilevato gli effetti del fascio ellissoidale e relativistico nella curva di luce CoRoT-3. [102]
  • CoRot-7b, con un raggio di 1,7 RTerra e una massa di 7,3 MTerra, è stato il primo pianeta roccioso confermato, con una densità e una composizione vicine a quelle della Terra.

Elenco dei pianeti scoperti Modifica

I seguenti pianeti in transito sono stati annunciati dalla missione.

Le righe verde chiaro indicano che il pianeta orbita attorno a una delle stelle in un sistema stellare binario.

Stella Costellazione Giusto
ascensione
Declinazione App.
magg.
Distanza (li) Spettrale
genere
Pianeta Massa
(MJ)
Raggio
(RJ)
Orbitale
periodo
(d)
semi-maggiore
asse
(AU)
Orbitale
eccentricità
Inclinazione
(°)
Scoperta
anno
Rif
CoRoT-1 Monoceros 06 h 48 m 19 s −03° 06′ 08″ 13.6 1,560 G0V b 1.03 1.49 1.5089557 0.0254 0 85.1 2007 [103]
CoRoT-2 Aquila 19 h 27 m 07 s +01° 23′ 02″ 12.57 930 G7V b 3.31 1.465 1.7429964 0.0281 0 87.84 2007 [104]
CoRoT-3 Aquila 19 h 28 m 13.265 secondi +00° 07′ 18.62″ 13.3 2,200 F3V b 21.66 1.01 4.25680 0.057 0 85.9 2008 [105]
CoRoT-4 Monoceros 06 h 48 m 47 s −00° 40′ 22″ 13.7 F0V b 0.72 1.19 9.20205 0.090 0 90 2008 [106]
CoRoT-5 Monoceros 06 h 45 m m 07 s s +00° 48′ 55″ 14 1,304 F9V b 0.459 1.28 4.0384 0.04947 0.09 85.83 2008 [107]
CoRoT-6 Ofiuco 18 ore 44 minuti 17,42 secondi +06° 39′ 47.95″ 13.9 F5V b 3.3 1.16 8.89 0.0855 < 0.1 89.07 2009 [108]
CoRoT-7 Monoceros 06 h 43 m 49,0 secondi −01° 03′ 46.0″ 11.668 489 G9V b 0.0151 0.150 0.853585 0.0172 0 80.1 2009 [109]
CoRoT-8 Aquila 19 h 26 m 21 s +01° 25′ 36″ 14.8 1,239 K1V b 0.22 0.57 6.21229 0.063 0 88.4 2010 [110]
CoRoT-9 serpenti 18 h 43 m 09 s +06° 12′ 15″ 13.7 1,500 G3V b 0.84 1.05 95.2738 0.407 0.11 >89.9 2010 [111]
CoRoT-10 Aquila 19 ore 24 ore 15 secondi +00° 44 ′ 46″ 15.22 1,125 K1V b 2.75 0.97 13.2406 0.1055 0.53 88.55 2010 [112]
CoRoT-11 serpenti 18 ore 42 minuti 45 secondi +05° 56′ 16″ 12.94 1,826 F6V b 2.33 1.43 2.99433 0.0436 0 83.17 2010 [113]
CoRoT-12 Monoceros 06 h 43 m 04 s −01° 17′ 47″ 15.52 3,750 G2V b 0.917 1.44 2.828042 0.04016 0.07 85.48 2010 [114]
CoRoT-13 Monoceros 06 h 50 m 53 secondi −05° 05′ 11″ 15.04 4,272 G0V b 1.308 0.885 4.03519 0.051 0 88.02 2010 [115]
CoRoT-14 Monoceros 06 h 53 m 42 secondi −05° 32′ 10″ 16.03 4,370 F9V b 7.58 1.09 1.51215 0.027 0 79.6 2010 [116]
CoRoT-16 Scutum 18 h 34 m 06 s −06° 00′ 09″ 15.63 2,740 G5V b 0.535 1.17 5.3523 0.0618 0.33 85.01 2011 [117]
CoRoT-17 Scutum 18 ore 34 minuti 47 secondi −06° 36′ 44 ″ 15.46 3,001 G2V b 2.43 1.02 3.768125 0.0461 0 88.34 2011 [118]
CoRoT-18 Monoceros 06 h 32 m 41 s −00° 01′ 54″ 14.99 2,838 G9 b 3.47 1.31 1.9000693 0.0295 <0.08 86.5 2011 [119]
CoRoT-19 Monoceros 06 h 28 m 08 h −00° 01′ 01″ 14.78 2,510 F9V b 1.11 1.45 3.89713 0.0518 0.047 87.61 2011 [120]
CoRoT-20 Monoceros 06 h 30 m 53 secondi +00° 13′ 37″ 14.66 4,012 G2V b 4.24 0.84 9.24 0.0902 0.562 88.21 2011 [121]
CoRoT-21 Monoceros 16 F8IV b 2.26 1.30 2.72474 0.0417 0 86.8 2,011 [122]
CoRoT-22 serpenti 18 h 42 m 40 secondi +06° 13′ 08″ 11.93 2,052 G0IV b < 0.15 0.52 9.7566 0.094 <0.6 89.4 2011
CoRoT-23 serpenti 18 h 39 m 08 s +04° 21′ 28″ 15.63 1,956 G0V b 2.8 1.05 3.6314 0.0477 0.16 85.7 2011 [123]
CoRoT-24 Monoceros 06 h 47 m 41 s −03° 43′ 09″ 4,413 b < 0.1 0.236 5.1134 2011
CoRoT-24 Monoceros 06 h 47 m 41 s −03° 43′ 09″ 4,413 c 0.173 0.38 11.749 2011
CoRoT-25 Ofiuco 18 h 42 m 31.120 secondi +06° 30′ 49.74″ 15.02 3,711 F9V b 0.27 1.08 4.86 0.0578 84.5 2011
CoRoT-26 Ofiuco 18 h 39 m 00.0 s +06° 58′ 12.00″ 15.76 5,446 G8IV b 0.5 1.26 4.204 0.0526 0 86.8 2012
CoRoT-27 4413 G2 b 10.39±0.55 1.01±0.04 3.58 0.048 <0.065 2013 [124] [125]
CoRoT-28 Ofiuco 18 ore 34 minuti 45,0 secondi +05° 34′ 26″ 13.47 1826 G8/9IV b 0.484±0.087 0.9550±0.0660
CoRoT-29 b
CoRoT-30 15.65 G3V b 0.84 (± 0.34) 1.02 (± 0.08) 9.06005 (± 0.00024) 0.084 (± 0.001) 0.007 (+0.031 -0.007) 90.0 (± 0.56) 2017 [126]
CoRoT-31 15.7 G2IV b 2.84 (± 0.22) 1.46 (± 0.3) 4.62941 (± 0.00075) 1.46 (± 0.3) 0.02 (+0.16 -0.02) 83.2 (± 2.3) 2017 [127]
CoRoT-33 b

Altre scoperte Modifica

La seguente tabella illustra la nana bruna rilevata da CoRoT e i pianeti non in transito rilevati nel programma di follow-up:

Stella Costellazione Giusto
ascensione
Declinazione App.
magg.
Distanza (li) Spettrale
genere
Oggetto genere Massa
(MJ)
Raggio
(RJ)
Orbitale
periodo
(d)
semi-maggiore
asse
(AU)
Orbitale
eccentricità
Inclinazione
(°)
Scoperta
anno
Rif
CoRoT-7 Monoceros 06 h 43 m 49,0 secondi −01° 03′ 46.0″ 11.668 489 G9V c pianeta 0.0264 3.69 0.046 0 2009 [128]
CoRoT-15 Monoceros 06 h 28 m 27,82 secondi +06° 11′ 10.47″ 16 4,140 F7V b nana bruna 63.3 1.12 3.06 0.045 0 86.7 2010 [129]

Proprietà globali degli esopianeti scoperti da CoRoT Edit

Tutti i pianeti CoRoT sono stati rilevati durante lunghe percorrenze cioè di almeno 70 giorni. Il squadra di rilevamento riscontrati in media tra 200 e 300 casi di eventi periodici per ogni run, corrispondenti al 2-3% delle stelle monitorate. Di questi, solo 530 in totale sono stati selezionati come pianeti candidati (223 in direzione dell'anticentro galattico e 307 verso il centro). Solo 30 di loro sono stati finalmente trovati come veri pianeti, cioè circa il 6%, altri casi essendo binari ad eclisse (46%) o casi irrisolti (48%). [130]

Le capacità di rilevamento di Corot sono illustrate dalla figura D che mostra la profondità dei transiti misurata per tutti i candidati, a seconda del periodo e della luminosità della stella: esiste infatti una migliore capacità di rilevare piccoli pianeti (fino a 1,5 R Terra ) per brevi periodi (meno di 5 giorni) e stelle luminose.

I pianeti CoRoT coprono l'ampia gamma di proprietà e caratteristiche che si trovano nella disparata famiglia degli esopianeti: ad esempio, le masse dei pianeti CoRoT coprono un intervallo di quasi quattro ordini di grandezza, come mostrato nella Figura.

Tracciando la massa del pianeta rispetto alla massa della stella (Figura), si trova che il set di dati CoRoT, con la sua dispersione inferiore rispetto ad altri esperimenti, indica una chiara tendenza secondo cui i pianeti massicci tendono a orbitare attorno a stelle massicce, il che è coerente con la modelli più comunemente accettati di formazione planetaria.

    – Un telescopio ottico robotico alla ricerca di pianeti extrasolari – Un concetto di studio europeo 2007 di una serie di osservatori spaziali – Decima missione del telescopio spaziale ottico del programma Discovery per esoplanetologia – Articolo dell'elenco Wikimedia – Telescopio spaziale della NASA annullato – Uno studio concettuale della NASA di una matrice di telescopi spaziali
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Accrescimento di ciottoli

La sfida più grande per l'accrescimento del nucleo è il tempo e la costruzione di enormi giganti gassosi abbastanza velocemente da afferrare i componenti più leggeri della loro atmosfera.Ricerche recenti su come oggetti più piccoli e delle dimensioni di un sassolino si siano fusi insieme per costruire pianeti giganti fino a 1000 volte più velocemente degli studi precedenti.

"Questo è il primo modello di cui sappiamo che si inizia con una struttura piuttosto semplice per la nebulosa solare da cui si formano i pianeti e si finisce con il sistema di pianeti giganti che vediamo", l'autore principale dello studio Harold Levison, un astronomo al Southwest Research Institute (SwRI) in Colorado, ha dichiarato a Space.com nel 2015.

Nel 2012, i ricercatori Michiel Lambrechts e Anders Johansen dell'Università di Lund in Svezia hanno proposto che minuscoli sassolini, che un tempo erano stati cancellati, fossero la chiave per costruire rapidamente pianeti giganti.

"Hanno dimostrato che i ciottoli rimasti da questo processo di formazione, che in precedenza si pensava non fossero importanti, potrebbero effettivamente essere un'enorme soluzione al problema della formazione dei pianeti", ha detto Levison.

Levison e il suo team si sono basati su quella ricerca per modellare in modo più preciso come i minuscoli sassolini potrebbero formare i pianeti visti oggi nella galassia. Mentre le simulazioni precedenti, oggetti sia di grandi che di medie dimensioni consumavano i loro cugini delle dimensioni di un sassolino a un ritmo relativamente costante, le simulazioni di Levison suggeriscono che gli oggetti più grandi agivano più come dei prepotenti, strappando i sassi dalle masse di medie dimensioni per crescere molto più velocemente. Vota.

"Gli oggetti più grandi ora tendono a disperdere quelli più piccoli più di quelli più piccoli, quindi i più piccoli finiscono per essere dispersi dal disco di ciottoli", ha detto a Space.com la coautrice dello studio Katherine Kretke, anche lei di SwRI. . "Il ragazzo più grande fondamentalmente fa il prepotente con quello più piccolo in modo che possano mangiare tutti i sassi da soli e possono continuare a crescere per formare i nuclei dei pianeti giganti".


Stella traballante e solare trascinata da un gigantesco pianeta alieno

Analizzando le vibrazioni sonore in una stella lontana simile al sole, gli astronomi potrebbero aver calcolato esattamente quanto velocemente la stella gira e quanto pesa un pianeta alieno gigante vicino.

Le stelle, compreso il sole, sperimentano onde sonore che sfrecciano al loro interno e causano minuscole fluttuazioni ritmiche nella loro luminosità. Studiando queste variazioni, gli scienziati possono comprendere meglio l'interno delle stelle, un campo scientifico emergente noto come asterosismologia simile alla sismologia sulla Terra, che aiuta i geologi a fornire informazioni sull'interno di questo pianeta.

Gli scienziati hanno utilizzato il satellite COROT per analizzare la stella simile al sole HD 52265, situata a più di 90 anni luce dalla Terra nella costellazione dell'Unicorno, l'Unicorno. La stella, che ha una massa circa 1,2 volte quella del sole e un diametro 1,3 volte maggiore di quello solare, ha circa 2,1-2,7 miliardi di anni. [I pianeti alieni più strani (Galleria)]

Le oscillazioni ripetute nei movimenti di HD 52265 hanno suggerito che l'attrazione gravitazionale di un pianeta gigante lo stesse attirando, che gli astronomi hanno soprannominato HD 52265b. La grandezza delle oscillazioni suggeriva che il pianeta avesse una massa almeno 1,09 volte quella di Giove: gli scienziati non potevano fornire una cifra più precisa basata sulle sole oscillazioni.

Le oscillazioni di luminosità che i ricercatori hanno studiato sono legate alle increspature in quella stella che sono, a loro volta, basate in parte sulla sua velocità di rotazione. Gli scienziati hanno calcolato che l'interno dell'HD 52265 completa una rivoluzione ogni 12 giorni, il che significa che ruota circa 2,3 volte più velocemente del sole.

"Conoscere la rotazione delle stelle è importante per comprendere i cicli di attività stellare", ha affermato Laurent Gizon, astrofisico del Max Planck Institute for Solar System Research in Germania e autore principale dello studio. "I campi magnetici nelle stelle come il sole sono mantenuti dalla rotazione e dalla convezione".

Scoprire il modo in cui ruota la stella HD 52265 fornisce anche indizi su come il pianeta HD 52265b è orientato verso di essa, supponendo che l'equatore della stella sia allineato con quello del pianeta, come avviene tipicamente nel sistema solare terrestre. Quando questi dati vengono combinati con le informazioni sulla grandezza delle oscillazioni che il pianeta esercita sulla sua stella, la massa del mondo è circa 1,85 volte la massa di Giove, hanno calcolato i ricercatori.

"L'asterosismologia è una tecnica molto potente per caratterizzare completamente gli esopianeti", ha detto Gizon.

In futuro, la missione PLATO dell'Agenzia spaziale europea potrebbe utilizzare l'asterosismologia per analizzare una moltitudine di stelle e pianeti.

"La decisione sulla selezione della missione è prevista per l'inizio del 2014", ha affermato Gizon.

Gli scienziati hanno dettagliato le loro scoperte online il 29 luglio sulla rivista Proceedings of the National Academy.


Lontano: un esopianeta gigante dove nessuno è mai stato visto prima

Cronologia di dove dovrebbero essere trovati i pianeti mentre le loro stelle madri si evolvono quando si formano in un disco protoplanetario. La stella GU Psc fa parte dell'AB Doradus Moving Group, con un'età stimata tra i 70-130 milioni di anni. Pertanto, ci si aspetterebbe che GU Psc b si trovi entro 100 AU da GU Psc. Invece, è a 2000 UA di distanza, suggerendo un diverso meccanismo di formazione. Credito: Shu et al. 1987, per gentile concessione del James Webb Telescope e della NASA

Gli umani hanno un occhio per ciò che è familiare: per le persone, per le civiltà, per i pianeti e i sistemi planetari che corrispondono a ciò che abbiamo visto in passato. Per questo motivo, così come pochi altri, raramente troviamo qualcosa di veramente unico nell'universo. Quando lo facciamo, è spesso per caso.

Trovare un pianeta dieci volte la massa di Giove che orbita 40 volte più lontano di Plutone è stato in qualche modo inaspettato.

"Non è un tipo di esopianeta che avevamo trovato in precedenza e certamente non è quello che i teorici si aspettavano", ha detto la studentessa di dottorato Marie-Eve Naud dell'Università di Montréal, co-autrice dell'articolo, "specialmente non intorno a stelle di piccola massa come GU Pc (

Lo scorso giugno, Astrobio.net ha pubblicato la sorprendente storia di un pianeta 5-10 volte la massa di Giove che ha formato 80 UA dalla sua stella madre. In un'altra svolta nella continua saga della caccia al tesoro planetaria, i ricercatori del gruppo di Naud dell'Università di Montréal hanno annunciato la scoperta di un pianeta con una massa molte volte superiore a Giove a una distanza incredibile dalla sua stella: 2000 UA.

Questo pianeta-GU Psc b-è così lontano dalla sua stella che potrebbe essere fotografato senza l'ausilio di ottiche adattive, apparendo come un punto di luce infrarossa indipendente dalla sua stella GU Psc.

A differenza di GU Psc b, la maggior parte degli oltre 1700 pianeti extrasolari nell'attuale catalogo della NASA non sono stati direttamente ripresi o fotografati direttamente, in nessuna lunghezza d'onda. Sono stati misurati i loro effetti gravitazionali sulle stelle madri. A volte è stato registrato l'effetto di oscuramento quando occlude la luce delle loro stelle madri. Occasionalmente, l'esistenza del pianeta è dedotta dalla presenza di una lacuna nei dischi di polvere che ruotano attorno a una stella.

Al momento, il catalogo Exoplanet gestito dall'Osservatorio di Parigi elenca solo 46 pianeti che sono stati direttamente ripresi, di cui GU Psc b è unico in vari modi.

Degli esopianeti che sono stati fotografati, GU Psc b a 9-13 volte la massa di Giove è uno dei più grandi che probabilmente non è una stella fallita o una nana bruna. A tredici volte la massa di Giove, un gigante gassoso raggiunge la massa minima per iniziare una fusione nucleare all'inizio della sua vita. Molti dei compagni fotografati potrebbero infatti avere una massa maggiore di 13 volte quella di Giove, e potrebbero essere più simili a nane brune che a pianeti in natura. GU Psc b è anche uno dei pochi così lontani dal suo compagno. Forse la cosa più interessante, di tutti i pianeti lontani scoperti finora con qualsiasi mezzo, questo nuovo pianeta è solo uno gigantesco e distante che ruota attorno a una stella come la nostra.

"GU Psc b è certamente la compagna di massa planetaria più lontana conosciuta intorno a una stella normale della sequenza principale", ha detto Naud.

Nel loro recente articolo, Naud e il suo co-consulente presso l'Università di Montreal Dr. Étienne Artigau descrivono come hanno applicato una vecchia tecnica in un modo nuovo. Vedere pianeti giganti che sono relativamente vicini alle loro stelle, a molti anni luce di distanza, richiede un'ottica adattiva (AO) all'avanguardia e l'Osservatorio Gemini. Naud e Artigau hanno avuto l'idea di cercare pianeti più lontani utilizzando una fotocamera "standard". Per trovare pianeti lontani senza strumenti specializzati, hanno sfruttato determinati colori, o lunghezze d'onda, che distinguono i pianeti dalle stelle o dalle galassie sullo sfondo. Hanno esaminato dozzine di stelle con questa tecnica prima di trovare GU Psc b.

"La mia idea con questo progetto era quella di esplorare l'intera 'sfera' in cui un pianeta potrebbe rimanere fisicamente per un periodo di tempo astrofisico significativo", ha detto Artigau, "indipendentemente dalle previsioni relative ai meccanismi di formazione".

Molti modelli prevedono che i pianeti non dovrebbero essere trovati oltre 100 UA. Questi stessi modelli prevedono anche che se i pianeti sono presenti entro circa 5000 UA da una stella madre, dovrebbero rimanervi per miliardi di anni. Per gli astronomi, ciò significa che esiste un'ampia fascia di cielo che può potenzialmente contenere un pianeta. Indipendentemente da ciò, molte ricerche recenti si sono concentrate sulla ricerca di pianeti molto vicini a stelle giovani. Naud e i suoi colleghi hanno avuto una visione leggermente più ampia.

Credito: ©Stellarium

"Questo non ci permette di trovare pianeti così vicini come quelli trovati da specialisti

strumenti, ma ci ha permesso di rilevare GU Psc b, situato a 42 secondi d'arco dalla sua stella", ha detto Naud, "GU Psc b è prezioso per convalidare i nostri modelli di oggetti simili e saremo in grado di utilizzare le informazioni che otteniamo su questo oggetto per comprendere meglio altri compagni di massa planetaria, più vicini e più difficili da studiare.

Poiché GU Psc b è così lontano dalla sua stella madre, gli astronomi possono imparare moltissimo su di esso. In appena un'ora sul telescopio Gemini North, Naud e il suo team hanno ottenuto uno spettro di GU Psc b che ha permesso loro di stimare importanti proprietà fisiche del pianeta, come massa e temperatura. Questi sono solitamente difficili o impossibili da osservare a causa della stella vicina.

Come un compagno molto lontano, GU Psc b è un diamante grezzo. Non solo ci fornisce una visione molto chiara del pianeta stesso con la sua massa e temperatura, ma ci fornisce anche uno slancio per cercare altri pianeti simili, in luoghi che non avremmo mai guardato prima.

"Questo tipo di oggetti esiste e possiamo trovarli abbastanza facilmente", ha detto Naud, "quindi dovremmo assolutamente cercarli".


Magneti meteorici nello spazio esterno

Gli astronomi credono che pianeti come Giove ci proteggano dagli oggetti spaziali che altrimenti andrebbero a sbattere contro la Terra. Ora sono più vicini a scoprire se i pianeti giganti fungono da guardiani dei sistemi solari in altre parti della galassia.

Un team guidato dall'UCR ha scoperto due pianeti delle dimensioni di Giove a circa 150 anni luce dalla Terra che potrebbero rivelare se la vita è probabile sui pianeti più piccoli in altri sistemi solari.

“Crediamo che pianeti come Giove abbiano profondamente influenzato la progressione della vita sulla Terra. Senza di loro, gli esseri umani potrebbero non essere qui per avere questa conversazione", ha affermato Stephen Kane, autore principale dello studio e professore associato di astrofisica planetaria all'UCR. "Capire quante altre stelle hanno pianeti come Giove potrebbe essere molto importante per conoscere l'abitabilità dei pianeti in quei sistemi".

Insieme agli oceani di acqua liquida, Kane ha affermato che gli astronomi ritengono che tali pianeti abbiano la capacità di agire come "fionde", tirando fuori oggetti come meteore, comete e asteroidi dalle loro traiettorie in rotta verso l'impatto con piccoli pianeti rocciosi.

Molti pianeti più grandi sono stati trovati vicino alle loro stelle. Tuttavia, quelli non sono così utili per conoscere l'architettura del nostro sistema solare, dove i pianeti giganti tra cui Saturno, Urano e Nettuno sono tutti più lontani dal sole. I grandi pianeti lontani dalle loro stelle sono stati, fino ad ora, più difficili da trovare.

Uno studio recentemente pubblicato sull'Astronomical Journal descrive in dettaglio come il team di Kane ha trovato il successo in un nuovo approccio che combina i metodi di rilevamento tradizionali con le ultime tecnologie.

Un metodo popolare per la ricerca di esopianeti - pianeti in altri sistemi solari - prevede il monitoraggio delle stelle per "oscillazione", in cui una stella si avvicina e si allontana dalla Terra. L'oscillazione è probabilmente causata dall'attrazione gravitazionale che un pianeta vicino sta esercitando su di esso. Quando una stella traballa, è un indizio che potrebbe esserci un esopianeta nelle vicinanze.

Quando il pianeta è lontano dalla sua stella, l'attrazione gravitazionale è più debole, rendendo l'oscillazione più piccola e più difficile da rilevare. L'altro problema con l'utilizzo del metodo di rilevamento dell'oscillazione, ha detto Kane, è che richiede solo molto tempo. La Terra impiega solo un anno per orbitare attorno al sole. Giove ne impiega 12, Saturno ne impiega 30 e Nettuno ne impiega 164 anni.

Gli esopianeti più grandi impiegano anche molti anni per girare intorno alle loro stelle, il che significa che osservare un'orbita completa potrebbe inghiottire l'intera carriera di un astronomo. Per accelerare il processo, Kane e il suo team hanno combinato il metodo di oscillazione con l'imaging diretto. In questo modo, se il team pensava che un pianeta potesse causare oscillazioni, potevano confermarlo a vista.

Ottenere un'immagine diretta di un pianeta a quadrilioni di miglia di distanza non è un compito semplice. Richiede il telescopio più grande possibile, lungo almeno 32 piedi e altamente sensibile. Anche da questa distanza, la luce delle stelle può sovraesporre l'immagine, oscurando i pianeti bersaglio.

Il team ha superato questa sfida imparando a riconoscere ed eliminare i modelli nelle loro immagini creati dalla luce delle stelle. La rimozione della luce delle stelle ha permesso alla squadra di Kane di vedere cosa rimaneva.

"L'imaging diretto ha fatto molta strada sia in termini di comprensione dei modelli che troviamo, sia in termini di strumenti utilizzati per creare le immagini, che hanno una risoluzione molto più alta di quanto non siano mai state", ha detto Kane. "Lo vedi ogni volta che viene rilasciato un nuovo smartphone: i rilevatori della fotocamera vengono sempre migliorati e questo vale anche in astronomia".

In questo progetto, il team ha applicato la combinazione di oscillazione e metodo di imaging a 20 stelle. Oltre ai due orbitanti di pianeti giganti simili a Giove che non erano stati scoperti in precedenza, il team ha anche rilevato una terza stella precedentemente osservata con un pianeta gigante nel suo sistema.

In futuro, il team continuerà a monitorare 10 delle stelle in cui non è stato possibile escludere compagne planetarie. Inoltre, Kane sta pianificando un nuovo progetto per misurare quanto tempo impiegano questi esopianeti per completare le rotazioni verso e lontano dalle loro stelle, che attualmente non possono essere misurate.

Il team di Kane è internazionale, con membri dell'Australian Astronomical Observatory, University of Southern Queensland, University of New South Wales e Macquarie University in Australia, nonché presso l'Università dell'Hertfordshire nel Regno Unito. Sono anche diffusi negli Stati Uniti presso il National Optical Astronomy Observatory di Tucson, AZ, la Southern Connecticut State University, il NASA Ames Research Center e la Stanford University in California e la Carnegie Institution di Washington in D.C.

"Questa scoperta è un pezzo importante del puzzle perché ci aiuta a capire i fattori che rendono abitabile un pianeta e se questo è comune o meno", ha detto Kane. "Stiamo convergendo rapidamente sulle risposte a questa domanda che gli ultimi 3000 anni di storia registrati potrebbero solo desiderare di avere a loro disposizione".


Alphard si trova a circa 177 anni luce / 54 parsec di distanza dal Sole. È così luminoso che può essere visto ad occhio nudo.

Da quando Alphard si è evoluto dalla sequenza principale ed è diventato una stella gigante, il suo raggio si è ampliato considerevolmente. Il raggio di Alphard è stato stimato a circa 50,5 raggi solari o 5050% volte il raggio del Sole.

Anche il diametro angolare di Alphard è impressionante, essendo battuto solo da stelle come Betelgeuse o R Doradus. Per quanto riguarda la sua massa, Alphard ha circa 3,03 masse solari o il 303% della massa del Sole.


Suoni ultrabassi della stella gigante xi Hya: prime osservazioni di oscillazioni di tipo solare in una stella molto diversa dal sole

Circa 30 anni fa, gli astronomi si sono resi conto che il Sole risuona come un gigantesco strumento musicale con periodi (frequenze) ben definiti. Forma una sorta di grande canna d'organo sferica. L'energia che eccita queste onde sonore proviene dalla regione turbolenta appena sotto la superficie visibile del Sole.

Le osservazioni delle onde sonore solari (note come “heliosismology”) hanno portato a enormi progressi nell'esplorazione dell'interno del Sole, altrimenti nascosto alla vista. Come nel caso della Terra, le tecniche sismiche possono essere applicate e l'interpretazione dettagliata dei periodi di oscillazione osservati ha fornito informazioni abbastanza accurate sulla struttura e sui movimenti all'interno del Sole, la nostra stella centrale.

Ora è diventato possibile applicare questa tecnica anche ad alcune stelle di tipo solare. Le prime osservazioni hanno riguardato la stella boreale eta Bootis (cfr. ESO PR 16/94). L'anno scorso, osservazioni estese e molto più accurate con il telescopio svizzero da 1,2 m presso l'Osservatorio dell'ESO La Silla hanno dimostrato che Alpha Centauri, un “twin” solare, si comporta in modo molto simile al Sole (cfr. ESO PR 15/01) , e che alcuni dei periodi sono abbastanza simili a quelli del Sole.

Questi nuovi dati osservativi erano di una qualità superba e quello studio ha segnato una vera svolta nel nuovo campo di ricerca dell'“asterosismologia” (sismologia delle stelle) per le stelle di tipo solare. Ma che dire di altri tipi di stelle, per esempio quelle che sono molto più grandi del Sole?

Sulla base di un progetto osservativo estremamente intenso con lo stesso telescopio, un gruppo internazionale di astronomi [1] ha scoperto che la stella gigante xi Hya (“xi” è la piccola lettera greca [2] “Hya” è un'abbreviazione di “Hydrae”) si comporta come un gigantesco strumento sub-ultra-basso. Questa stella si trova nella costellazione dell'Idra (il Mostro d'Acqua) a una distanza di 130 anni luce, ha un raggio circa 10 volte quello del Sole e la sua luminosità è circa 60 volte maggiore.

Le nuove osservazioni dimostrano che xi Hya oscilla con diversi periodi di circa 3 ore. xi Hya si sta avvicinando alla fine della sua vita – sta per espandere il suo involucro esterno e diventare una “stella gigante rossa”. È molto diverso dalle stelle come il Sole, che sono solo a metà della loro vita attiva. xi Hya è considerevolmente più massiccia di qualsiasi altra stella in cui sono state finora rilevate oscillazioni di tipo solare.

Questa impresa osservativa permette di studiare per la prima volta con tecniche sismiche l'interno di una stella così evoluta. Apre la strada a studi simili su diversi tipi di stelle. Un nuovo capitolo dell'astrofisica stellare si sta aprendo ora che l'asterosismologia si afferma come un metodo ingegnoso in grado di rivoluzionare la nostra comprensione dettagliata degli interni stellari e dell'evoluzione complessiva delle stelle.

La difficile arte dell'asterosismologia

L'eliosismologia (sismologia del Sole) si basa sulla misurazione della velocità radiale variabile degli strati atmosferici superiori solari (la “superficie”) mediante il noto effetto Doppler, poiché questa superficie si muove su e giù durante le oscillazioni acustiche . Le ampiezze corrispondenti sono molto piccole, con velocità fino a 15 – 20 cm/sec, e il periodo tipico è di circa 5 minuti.Pertanto il fenomeno è stato inizialmente conosciuto come “oscillazioni di cinque minuti”.

Sono state anche provate misurazioni dell'intensità, ma il livello di rumore è maggiore rispetto ai dati di velocità a causa della presenza di “granulazione” (celle in movimento di gas caldo) sulla superficie solare.

Nel caso di stelle più grandi e luminose come le stelle giganti, le ampiezze ei periodi corrispondenti aumentano. Ad esempio, le previsioni teoriche per la stella gigante xi Hya hanno indicato che ci si potevano aspettare ampiezze di velocità di circa 7 m/sec e periodi dell'ordine di 3 – 4 ore.

Le osservazioni di tali oscillazioni sono molto più difficili, perché le richieste sulle prestazioni dello spettrografo aumentano drammaticamente, poiché questa scala temporale è simile a quella delle variazioni delle condizioni dell'atmosfera terrestre durante la notte di osservazione.

Effetti strumentali spuri, come la flessione meccanica, sarebbero dannosi per osservazioni così impegnative. Tuttavia, l'esperienza della ricerca di esopianeti in orbita attorno ad altre stelle – osservando il cambiamento periodico di velocità della stella madre a causa della debole attrazione del pianeta orbitante su scale temporali ancora più lunghe– si è dimostrata molto utile. In effetti, l'asterosismologia ha tratto grande beneficio dallo sviluppo di tecniche accurate ora impiegate nella ricerca di esopianeti.

Le osservazioni della stella gigante xi Hya

Un team internazionale di astronomi [1] ha osservato xi Hya con il telescopio svizzero Euler da 1,2 m presso l'Osservatorio dell'ESO La Silla (Cile). Hanno usato lo spettrografo CORALIE, che è ben noto per numerose scoperte di esopianeti (cfr. PR 07/01), e recentemente per la rilevazione di oscillazioni acustiche di 7 minuti nella stella gemella solare Alpha Centauri A (cfr. PR 15/ 01).

La stessa tecnica che ha fornito superbe osservazioni di Alpha Centauri A è stata impiegata per studiare le oscillazioni di xi Hya. Le onde sonore fanno oscillare periodicamente la superficie della stella dentro e fuori, e lo spettrografo CORALIE misura le velocità del movimento su-giù.

Poiché xi Hya è un gigante, queste onde hanno bisogno di più tempo per propagarsi attraverso l'interno della stella fino alla superficie stellare rispetto a quanto non occorra in una stella simile al solare. Pertanto, le oscillazioni generate della superficie sono più lente.

Per rilevare i minuscoli movimenti della superficie di xi Hya è stata necessaria una campagna osservativa della durata di non meno di un mese intero, con circa due misurazioni ogni ora.

Le oscillazioni rilevate hanno periodi di circa 3 ore e hanno velocità fino a 2 metri al secondo. Questo è un po' più piccolo del previsto, ma le previsioni per queste ampiezze erano molto incerte poiché le condizioni in xi Hya sono molto diverse da quelle del Sole.

Primi risultati per xi Hya

La foto PR 13a/02 mostra lo spettro di frequenza di xi Hya, sulla base di queste ampie osservazioni. I “picchi di potenza” indicano le frequenze di oscillazione dell'atmosfera stellare. L'ampia distribuzione significa che sono chiaramente presenti diverse onde sonore. Questa è la prima volta che un tale spettro è stato ottenuto per una stella gigante.

Una prima analisi ha mostrato la presenza di circa una dozzina di frequenze significative e, di conseguenza, di periodi. Tra questi, quattro hanno ampiezze superiori a 1 metro al secondo. Oltre a queste dodici frequenze, ne sono state rilevate anche altre, ma con minore certezza e la loro realtà deve essere confermata da un successivo studio più approfondito.

Il “suono di xi Hya” è stato sintetizzato in PR Audio Clip 01/02.

Un buon modello della stella è necessario prima che le frequenze di oscillazione osservate (periodi) possano essere correttamente interpretate. I modelli attuali del Sole sono accurati e rappresentano una tipica stella della sequenza principale di mezza età, e le oscillazioni sono ben comprese. Lo spettro sonoro corrispondente all'intero disco – cioè quello che osserveremmo se il Sole fosse distante quanto le altre stelle e lo vedremmo quindi come un punto luce nel cielo – mostra un andamento regolare in cui il Sole osservato le frequenze sono separate da due intervalli diversi e costanti, le separazioni “large” e “small”.

È molto più difficile "modellare" l'interno di una stella gigante poiché il nucleo è cambiato molto durante l'evoluzione della stella. Il combustibile nucleare si è esaurito, il nucleo stellare si è contratto e l'involucro si è notevolmente espanso [3]. Anche lo spettro sonoro risultante è quindi notevolmente cambiato. Ora c'è solo un piccolo gruppo di modi oscillanti che mostrano lo stesso schema regolare visto nel Sole. Sono i modi radiali, modi di pressione che corrispondono ad una espansione e contrazione radiale della stella (movimento su e giù della superficie).

I modi del Sole sono onde sonore per le quali la maggior parte dell'energia di oscillazione è concentrata nelle parti esterne del Sole. Nelle stelle altamente evolute come xi Hya, assumono in parte il carattere dei modi gravitazionali all'interno della stella.

I modi gravitazionali sono oscillazioni che muovono la materia su e giù nel campo gravitazionale, sotto l'influenza della galleggiabilità, con solo piccoli cambiamenti della pressione. Questo è lo stesso effetto che fa saltare in superficie una palla piena d'aria quando viene rilasciata sott'acqua. I modi gravitazionali sono normalmente intrappolati nell'interno stabile all'interno dell'involucro superiore (convettivo) di una stella.

Finora le modalità di gravità non sono state rilevate nel Sole. In una stella gigante, tuttavia, c'è la possibilità di vederne alcune, perché alcune delle oscillazioni hanno un carattere misto: si comportano come modi di gravità all'interno e come onde sonore nell'involucro.

La natura delle oscillazioni osservate in xi Hya

Gli spettri ad alta risoluzione di xi Hya sono stati utilizzati anche per determinare valori migliorati dei parametri fondamentali di questa stella: la sua temperatura è 4950 +/- 100 K, la massa è 3,31 +/- 0,17 volte quella del Sole e l'età è 276 +/- 21 milioni di anni [3]. Questi valori possono essere affinati in una successiva analisi più ampia.

Con questo modello migliorato per xi Hya, gli astronomi hanno calcolato le frequenze di tutte le oscillazioni che possono essere osservate. Come nel Sole, i modi radiali dovrebbero essere quelli dominanti. Infatti, tre dei quattro modi effettivamente osservati in xi Hya coincidono negli errori con i modi radiali previsti. La quarta modalità sembra non essere radiale, ma concorda con una modalità non radiale con 2 o 3 picchi e valli d'onda sulla superficie. La foto PR 13b/02 ne fornisce un'illustrazione grafica nel caso di una stella vista quasi all'equatore.

Alcuni dei modi di ampiezza inferiore osservati devono essere modi non radiali misti, poiché vengono rilevati più modi di quelli che possono essere spiegati dai soli modi radiali dei modelli.

Passare direttamente da stelle di circa una massa solare alla stella gigante xi Hya è un salto piuttosto grande. Con gli strumenti CORALIE e HARPS (quest'ultimo di prossima installazione sul telescopio dell'ESO da 3,6 m a La Silla), si osserverà poi un'intera sequenza di stelle a diversi stadi evolutivi: dalle stelle appena nate a quelle di mezza età come il Sole , e anche quelli vecchi che sono vicini alla pensione.

Le nuove osservazioni di xi Hya mostrano che questo è ora tecnicamente fattibile. Una volta osservate più stelle, è possibile seguire i cambiamenti nella struttura interna e nella composizione e verificare e migliorare le teorie attuali sulla struttura interna della stella. Chiaramente, l'asterosismologia è destinata ad avere un grande impatto sulla comprensione dell'evoluzione stellare.

Il rilevamento delle oscillazioni nella stella gigante xi Hya ha anche implicazioni per la selezione dei bersagli di diverse missioni spaziali finalizzate alle misurazioni sismiche: la missione canadese MOST, la missione europea COROT a guida francese (con lancio previsto nel 2005), e alcune che sono ancora allo studio, come la missione danese Roemer (ora in fase di progettazione dettagliata) e la missione ESA Eddington. Le attuali osservazioni hanno dimostrato che queste missioni spaziali saranno in grado di osservare le oscillazioni in un'ampia gamma di stelle, e costituiranno quindi una nuova importante fonte di informazioni dettagliate sull'interno delle stelle, non accessibile dal suolo.

[1]: Il team è composto da Conny Aerts e Thomas Maas (Dip. of
Fisica e Astronomia, Università Cattolica di Lovanio, Belgio), Fabien
Carrier, Michel Burnet, Jose de Medeiros e Francois Bouchy (Ginevra
Osservatorio, Svizzera), Soeren Frandsen, Dennis Stello, Hans
Kjeldsen, Teresa C. Teixeira, Frank Pijpers, Joergen
Christensen-Dalsgaard e Hans Bruntt (Dipartimento di Fisica e
Astronomia, Università di Aarhus e Centro di astrofisica teorica,
Università di Aarhus, Danimarca).

[2]: Alcuni browser HTML supportano le entità carattere per le lettere greche – “xi”
è quindi rappresentato da “?”.

[3]: In termini astrofisici, xi Hya è attualmente nel nucleo-He-burning
fase, avendo lasciato la sequenza principale qualche tempo fa e ora vicino al
confine sub-gigante/gigante.


Guarda il video: Astronomia-i giganti gassosi (Gennaio 2022).