È possibile “osservare” il transito di un esopianeta attorno alla propria stella usando unicamente il proprio telescopio? In questo articolo vedremo quanto é semplice e quali strumenti astronomici servono per riprendere il transito di un esopianeta.

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1. Cosa sono gli esopianeti?

Nel 1995, quando Michel Mayor e Didier Queloz annunciarono la scoperta del primo esopianeta, 51 Pegasi b,  lo stesso Queloz affermava che: «forse soltanto il 10% delle persone credeva che avessimo trovato un pianeta». Non era comune, infatti, l’idea che potessero esistere pianeti orbitanti attorno ad altre stelle.

Oggi, dopo meno di 30 anni, in base al sito NASA Exoplanet Exploration conosciamo (ed abbiamo conferma di) ben 4352 esopianeti distribuiti in 3221 diversi sistemi solari (dati aggiornati al 3 marzo 2021).

Una cifra incredibile, se proviamo a pensarci un attimo.

Fig.1 – Mappa degli esopianeti ad oggi (03/2021) scoperti, visualizzata tramite il tool Eyes on Exoplanets della NASA.

ESOPIANETI Ma cos’è esattamente un esopianeta? Un esopianeta è un pianeta che orbita attorno ad una stella diversa dal Sole e che si trova quindi fuori dal nostro sistema solare. Il più vicino a noi è Proxima Centauri b, orbitante attorno alla stella Proxima Centauri che dista da noi poco più di 4 anni luce.

Date le grandi distanze che ci separano non è possibile immaginare di osservarli all’oculare per apprezzarne i dettagli della superficie così come faremmo per i pianeti all’interno del nostro Sistema Solare (es. Giove, Saturno).

Nonostante ciò, ad oggi ci sono diversi metodi impiegati dagli astronomi per rilevare la presenza di un pianeta extrasolare in orbita attorno ad una stella. I più utilizzati sono: il metodo delle velocità radiali e il metodo dei transiti.

L’ultimo è quello che scopriremo insieme nei prossimi paragrafi.

1.1. Rilevare Esopianeti con il Metodo dei Transiti

Il metodo dei transiti è concettualmente molto semplice: sfrutta la tecnica della fotometria (ovvero la misurazione del flusso della radiazione elettromagnetica) per osservare e rilevare la diminuzione di luminosità della stella in analisi (Fig.2).

Tuttavia, per ottenere successo nelle osservazioni effettuate con questo metodo, è necessario che l’esopianeta transitante di fronte la stella sia in prospettiva perfettamente allineato alla Terra.

Nello specifico, possono verificarsi tre condizioni (Fig.2):

1. il pianeta si trova in una posizione laterale rispetto al disco stellare: il flusso misurato è risultato della somma tra la luce emessa dalla stella e quella riflessa dalla superficie del pianeta. Questa condizione viene definita baseline;
2. il pianeta transita di fronte la stella (eclissi primaria): il flusso misurato è pari alla luce emessa dalla stella meno quella dell’area oscurata dal pianeta in transito. Il calo di flusso è proporzionale all’area relativa del pianeta transitante;
3. il pianeta transita dietro la stella (eclissi secondaria): il flusso misurato è pari alla sola luce emessa dalla stella.

2. Osservare Esopianeti: la Strumentazione necessaria

Fortunatamente per osservare il transito di un esopianeta non é richiesta una specifica strumentazione. Nelle prossime righe scopriremo, però, che per ottenere il massimo durante le nostre sessioni osservative dovremo tener conto di alcune semplici caratteristiche.

DIAMETRO Sebbene le osservazioni dei transiti degli esopianeti non richiedano grossi tubi ottici o particolari configurazioni (es. Newton, Ritchey–Chrétien), un diametro più grande ci permetterà di osservare un numero di stelle maggiore, poiché riuscirà a raccogliere luce anche da quelle a magnitudine apparente minore (meno luminose). Questa caratteristica ci consentirà quindi di osservare anche esopianeti attorno a stelle più deboli.

RISOLUZIONE ANGOLARE Un limite per le osservazioni sarà dato anche dalla risoluzione angolare dell’ottica, la quale ci permetterà di distinguere e separare stelle eventualmente vicine tra loro.

Fig.3 – A confronto due curve che mostrano qualitativamente la risposta di due camere di acquisizione. A sinistra il comportamento di un sensore con risposta lineare in maniera blanda (maggior dispersione) e in una piccola porzione della sua dinamica. A destra un sensore la cui regione di linearità è più ampia, meno dispersa e quindi di maggior qualità.

CAMERA DI RIPRESA Arriviamo a uno dei fattori decisivi quando si pratica fotometria: la camera di ripresa impiegata. In generale, nonostante vada bene qualsiasi tipo di Sensore Fotografico (CMOS, CCD, reflex, webcam, ecc.) la ripresa del transito dell’esopianeta risulterà più interessante dal punto di vista scientifico se acquisita con camere CCD o sCMOS (CMOS scientifici commercializzati a partire dal 2020).
Queste due categorie, infatti, sono solitamente caratterizzate da ampie regioni di linearità, peculiarità che ci consente di praticare fotometria anche con pochi fotoni raccolti (Fig.3).

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FILTRI In generale, per effettuare un’osservazione esoplanetaria non dovremo necessariamente utilizzare dei filtri. Qualora, però, volessimo compiere una misura che abbia validità scientifica, potremmo adottare dei filtri fotometrici già adottati dall’intera comunità, che lavorano con bande passanti ben definite e trasmissività molto elevate.

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QUALITÀ DEL CIELO Non dimentichiamoci, infine, di uno dei fattori più importanti: la qualità del cielo e del nostro sito osservativo che dovrà essere meno inquinato possibile.

3. Scelta dell’Esopianeta da Osservare

Una volta verificata la nostra strumentazione, sarà sufficiente andare alla ricerca dell’esopianeta che vorremmo riprendere.

Fig.4 – Attraverso il tool ‘Transit Scheduler’ di ExoSpies è possibile pianificare sessioni osservative di esopianeti. A destra, un esempio della lista ottenuta dall’inserimento del sito osservativo e del diametro del telescopio.

Per farlo sarà sufficiente utilizzare la sezione Transit Scheduler della piattaforma ExoWorlds Spies Transit Scheduler (del progetto ExoWorlds Spies) attraverso la quale, inserendo le coordinate geografiche del luogo di osservazione ed il diametro del telescopio, potremo ottenere la lista degli esopianeti osservabili (Fig.4).

4. Acquisizione e Raccolta Dati

Una volta deciso l’esopianeta da osservare, per potere eseguire la sessione fotometrica, non ci resterà che acquisire delle immagini per tutta la durata del transito. È molto importante anche acquisire degli scatti prima dell’inizio e dopo la fine dell’evento (un’ora prima ed un’ora dopo), in modo da definire una baseline.

PARAMETRI DI SCATTO Inoltre, risulterà molto comodo avere la possibilità di misurare il numero di conteggi (fotoni) registrati durante la sessione attraverso il nostro software di acquisizione. Questo ci permetterà di essere sicuri di trovarci esattamente nella regione lineare di risposta del sensore.

Quindi, se sappiamo che il nostro sensore ha, ad esempio, una risposta lineare tra 10.000 e 40.000 ADU ci converrà impostare i vari parametri di scatto per rimanere all’interno di questo intervallo.

DURATA Definire una durata a priori non è possibile: questa dipenderà dalla velocità orbitale dell’esopianeta, dalla sua distanza dalla stella e dalla nostra distanza. Potremmo avere a che fare, infatti, con transiti di durata inferiore all’ora (es. sistema TRAPPIST-1) e altri di qualche ora (es. sistema KELT-2A).

5. Analisi delle immagini: come ottenere la Curva di Luce di un Esopianeta

Infine, per condurre la vera e propria fotometria, dovremo utilizzare un software che ci permetterà di misurare la variazione del flusso della radiazione elettromagnetica della stella attorno a cui orbita l’esopianeta scelto. Un buon software per eseguire l’analisi dei dati è HOPS.

Fig.5 – La schermata principale di HOPS (HOlomon Photometric Software), il tool indispensabile per l’analisi della curva di luce dell’esopianeta.

HOPS ci permetterà in ordine di:

1. ridurre le acquisizioni con il supporto delle immagini di calibrazione (dark, bias, flat);
2. allineare e ispezionare le acquisizioni (per verificare se ci sono dati da scartare);
3. eseguire la fotometria;
4. eseguire il fitting dei dati.

Fig.6 – Curva di luce di WASP-50b, ripresa con Carmelo Falco ed Alessandro Nastasi del Centro Internazionale per le Scienze Astronomiche “GAL Hassin” (ad Isnello, nel Parco Siciliano delle Madonie). Strumentazione: Ritchey–Chrétien 16”, CCD Apogee ASPEN CG16M, filtro Luminanza.

I primi passaggi saranno abbastanza semplici. Dovremo porre, invece, maggior attenzione alla fase denominata “photometry“. In questo step sarà necessario:

• riconoscere il target “ad occhio” ed indicarlo al software;
• selezionare fino ad un massimo di dieci stelle “di riferimento”  (con classe spettrale uguale al target e conteggio di fotoni simile allo stesso target).

Una volta completati tutti questi passaggi potremo procedere al vero e proprio “fitting“. Fatto questo riusciremo finalmente a visualizzare la curva di luce dell’esopianeta osservato (Fig.6).

6. Conclusioni

In conclusione, alla luce di quanto presentato, osservare un esopianeta significa essere in grado di registrare un calo della luminosità di una stella e, da questo, dedurre che c’è un corpo che gli orbita attorno. Conoscendo il periodo di tempo esatto lungo cui avviene il transito dell’esopianeta davanti alla stella, con la giusta strumentazione ed il giusto metodo è, quindi, possibile raccogliere diverse immagini nel corso dell’intero transito. Queste ultime, infine, potranno essere processate in HOPS per ottenere una soddisfacente curva di luce!

Come abbiamo visto, l’intero processo è relativamente semplice e non presenta grossi ostacoli, ma se doveste avere bisogno di ulteriore aiuto o delucidazioni non esitate a contattarci sulla nostra AstroCommunity Facebook! 😉

Cieli sereni!