l'Astrofilo settembre 2012

PLANETOLOGIA ASTROFILO l’ a quella che il pianeta stesso avrebbe se la linea che congiunge la stella con l'osserva- tore giacesse sul piano dell'orbita, che quindi avrebbe una inclinazione pari a 0°. Ipotizzando che si trovi proprio in quella po- sizione, nota con buona approssimazione la massa della stella si calcola quella del pianeta T au Boötis e il campo stellare che la circon- da. In una normale fotografia come questa è assolutamente impossibile vedere Tau Boötis b, essendo la sua luce cancellata dal bagliore della vicinissima stella. Più a destra, una car- tina celeste con la costellazione del Bootes: la posizione di Tau Boötis è indicata da un cer- chietto rosso. [ESO/Digitized Sky Survey 2] in grado di fornirci il valore della massa, anche conoscendo con elevata precisione la massa della stella, e ciò perché di fatto i pia- neti restano invisibili, il che ci impedisce di conoscere l’inclinazione delle loro orbite ri- spetto alla linea visuale. L’unica situazione in cui si riesce ad aggirare l’ostacolo è quella dove il pianeta ci appare in transito sul disco stellare ad ogni orbita. In quel caso, attraverso strumenti capaci di grandi prestazioni fotometriche, come il te- lescopio spaziale Kepler, si riesce a stimare il diametro del pianeta, ed eventualmente lo spessore della sua atmosfera, dalla profon- dità e dalla forma della curva di luce del tran- sito. Questo tipo di informazioni, opportu- namente combinate con le misure spettro- scopiche, forniscono un valore molto atten- dibile della massa planetaria. Nella stragrande maggioranza dei casi, però, i pianeti non transitano sul disco stellare dal nostro punto di osservazione (e da qualun- que altro punto nell’universo), si muovono bensì su orbite che per proiezione li portano a transitare sotto e sopra le loro stelle. Quanto sotto e quanto sopra non ci è dato sapere, ed è questo il motivo fondamentale che rende indeterminabile la massa di un pia- neta extrasolare scoperto col metodo della velocità radiale. E la soluzione a questo pro- blema è solamente una: osservare diretta- mente il pianeta. Più facile a dirsi che a farsi (come tutto), è realmente l’unico modo di andare oltre la semplice conoscenza del pe- riodo di rivoluzione. Sapere quanto impiega un pianeta a ruotare attorno alla propria stella può consentire al massimo di calcolare la reciproca distanza e di evidenziare un an- damento della variazione della velocità ra- diale compatibile con un’eccentricità più o meno marcata dell’orbita. Non conoscendo l’inclinazione di quest’ultima rispetto alla linea di vista si può tutt’al più stimare una massa minima per il pianeta, corrispondente