l'Astrofilo settembre 2012

PLANETOLOGIA ASTROFILO l’ sulla base delle variazioni di velocità radiale riscontrate. Ma solitamente l’orbita ha un’in- clinazione sensibilmente diversa da 0° (mo- tivo per cui non ci sono transiti sul disco stel- lare) e il medesimo effetto prodotto dalla ipotetica massa minima può essere prodotto da pianeti tanto più massicci quanto più elevata è l’inclinazione dell’orbita rispetto alla linea visuale. Facciamo un esempio chia- rificatore: un pianeta piccolo come Mercurio, posto su un’orbita inclinata di circa 0° at- torno a una qualunque stella, provocherebbe sulla velocità radiale di quest’ultima varia- zioni più significative di quelle dovute a un pianeta grande come Giove posto su un’or- bita inclinata di quasi 90°. L’inclinazione orbitale è dunque un parame- tro fondamentale, dal quale non si può pre- scindere volendo conoscere il valore delle masse degli esopianeti non transitanti e, come già accennato più sopra, per conoscere quel parametro è indispensabile osservare i pianeti direttamente e per almeno un ampio tratto della loro orbita. Le due cose sembrano inconciliabili, perché se un pianeta è abbastanza lontano dalla sua stella da risultare visibile all’osservazione di- retta di un potente telescopio, significa che percorre un’orbita talmente ampia che il solo osservarne un tratto si- gnificativo può richiedere decenni. L’inclinazione orbitale può dunque essere determinata in tempi ragio- nevoli solo per pianeti la cui luce (riflessa) si perde nell’accecante ful- gore delle loro stelle. È un po’ come cercare l’acqua dolce riversata da un temporale in un oceano! Quell’impresa apparentemente im- possibile è invece riuscita ad alcuni astronomi (fra i quali Matteo Brogi, del Leiden Observatory, Olanda), che hanno tentato con successo di estrarre il segnale luminoso del pia- neta Tau Boötis b da quello della sua stella, Tau Boötis, astro di ma- gnitudine 4,5 (quindi facilmente vi- sibile a occhio nudo), 1,46 volte più grande del Sole. Tau Boötis b fu uno dei primi pia- neti extrasolari ad essere scoperto (era il 1996) ed è tuttora uno dei più vicini, distando con la sua stella 51 anni luce dalla Terra. Di quell’og- getto invisibile si sapeva che il suo “anno” durava poco più di 3 giorni e che era quasi certamente un gi- gante gassoso del tipo hot Jupiter, ossia simile a Giove ma più caldo per via della particolare vicinanza al proprio sole. Riuscendo a spostare Tau Boötis fino a un massimo di circa 470 metri al secondo, per Tau Boötis b era stata proposta una massa minima di circa 4 masse gio- viane. Nel 2011 Brogi e colleghi