Metodi di Rivelazione dei Sistemi Planetari
Ogni pianeta è una sorgente di luce estremamente debole rispetto alla stella compagna. Oltre all'intrinseca difficoltà di rivelazione di una tale debole sorgente, la luce proveniente dalla stella causa un bagliore che la offusca. Gli astronomi hanno introdotto, pertanto,metodi indiretti di rilevazione di tali pianeti.
Velocità Radiale
In base ai principi della gravitazione universale, due corpi dotati di massa, stella-pianeta, si attraggono vicendevolmente e ruotano attorno ad un comune centro di massa. Anche la stella, pertanto ha un moto rotatorio attorno ad un centro tanto più osservabile quanto maggiore è la massa del pianeta. È questa la variazione che viene ricercata in una stella come sintomo della presenza di un pianeta orbitante.
Tuttavia, questa oscillazione è molto difficile da rilevare da lontano. Un osservatore che guardasse il nostro Sole da 30 anni luce lo vedrebbe muovere su un cerchio con un raggio di un settimo di un milionesimo di grado. Il piccolo cerchio verrebbe visto nel cielo come una monetina a 10000 km di distanza.
Si è scoperta una nuova tecnica che ha consentito straordinari successi. La chiave è l'effetto Doppler, uno spostamento nella lunghezza d'onda della radiazIone luminosa emessa da una stella in movimento di avvicinamento o allontanamento rispetto all'osservatore. Quando una stella "oscilla" in direzione della Terra, la sua luce appare spostata verso il blu (blushif). Quando una stella "oscilla" allontanandosi dalla Terra, si ha l'effetto opposto e la luce si sposta verso il rosso (red shift).
Il moto "oscillante" di una stella con un pianeta compagno può fornire una grande quantità di informazioni sui pianeti compagni delle stelle, inclusa una stima della loro massa, dimensione e frequenza dell'orbita. Il periodo orbitale di un pianeta (il tempo per completare una rivoluzione completa attorno alla stella) è uguale al tempo che la stella impiega nel suo moto di rotazione attorno al centro di massa.
La grandezza del moto della stella è pertanto proporzionale alla grandezza dell'orbita del pianeta. Per trovare la distanza tra la stella e il suo oggetto compagno, si applica la terza legge di Keplero, la quale stabilisce che il cubo della distanza media tra due corpi orbitanti è uguale al quadrato del periodo orbitale. Sapendo che i due periodi orbitali della stella e del compagno sono gli stessi, si può calcolare la distanza media tra la stella e il suo compagno.
Per esempio, Giove, il pianeta più grande del sistema solare, ha una massa pari a un millesimo di quella del Sole. Pertanto, ogni 11,8 anni (periodo di Giove),il sole percorre un cerchio che è un millesimo dell'orbita di Giove. La massa di Giove è circa 318 volte la massa della Terra. Anche gli altri otto pianeti producono un simile effetto sul Sole ma di intensità assai minore.
Lo spostamento Doppler può pertanto rivelare la forma dell'orbita del pianeta. Se esso varia nel tempo come una perfetta onda sinusoidale , allora l'orbita è circolare. Se lo spostamento non ha questa regolarità nel tempo, la distorsione nel grafico in funzione del tempo può essere analizzata per determinare il grado di elongazione dell'orbita, una proprietà nota come eccentricità.
L'Effetto Doppler e la Luce Stellare
L'animazione mostra lo Spostamento Doppler della luce dovuto alla perturbazione del pianeta.
Le linee grigie sono lo spettro ipotetico da una sorgente stazionaria.
Le linee rosse sono dovute all'oscillazione della stella quando si allontana dalla Terra.
Le linee blu sono dovute alle oscillazioni della stella in avvicinamento alla Terra.
Pulsar Timing
Una pulsar è una stella di neutroni ruotante che emette onde radio con grande regolarità. Poiché la loro rotazione intrinseca è alquanto regolare, minime anomalie nella temporizzazione dei suoi impulsi radio possono essere usate per tracciarne il moto. Come in una stella comune, una pulsar si muoverà su una piccola orbita se possiede un pianeta. Calcoli basati sulle osservazioni di temporizzazione degli impulsi possono allora rivelare i parametri di quell'orbita. Questo metodo non era originariamente indicato per la rilevazione dei pianeti, ma è così sensibile da rivelare pianeti molto più piccoli di ogni altro metodo, al di sotto di un decimo della massa della Terra.
Le pulsar però sono estremamente rare, così che è improbabile che si possano trovare molti pianeti con questo metodo. Inoltre, la vita come la conosciamo, non si mantiene su pianeti orbitanti attorno a pulsar poiché vi è una emissione molto intensa di radiazione di alta energia.
Metodo di Transito - Fotometria
Se un pianeta attraversa frontalmente il disco della sua stella compagna, allora la luminosità osservata diminuisce di una piccola quantità. Tale diminuzione dipende dalle dimensioni relative dei due corpi. Questo metodo fotometrico può determinare il raggio del pianeta. La fotometria misura quindi la diminuzione periodica della luminosità di una stella dovuta al transito di un pianeta sul disco stellare lungo la linea visuale dell'osservatore.
Questo metodo ha alcuni svantaggi. Primo, il transito è osservabile solo per pianeti la cui orbita è perfettamente allineata con il punto di osservazione. La probabilità che ciò avvenga è data dal rapporto tra il diametro della stella e quello dell'orbita. Circa il 10% dei pianeti con piccole orbite hanno un tale allineamento, e la frazione diminuisce per i pianeti con grandi orbite. Per un pianeta orbitante attorno ad una stella simile al sole a 1 UA, la probabilità di un allineamento casuale producente un transito è dello 0.47% . Tuttavia, analizzando grandi aree del cielo contenenti migliaia o anche centinaia di migliaia di stelle, è possibile osservare transiti di pianeti extrasolari con un tasso potenzialmente superiore a quello del metodo della velocità radiale. In secondo luogo, il metodo introduce una alta percentuale di false rilevazioni. Un transito richiede pertanto conferme aggiuntive, mediante il metodo delle velocità radiali.
Il principale vantaggio del transito è che si può determinare la dimensione del pianeta dalla variazione della curva di luce. Quando è combinato con il metodo della velocità radiale (che determina la massa) è possibile calcolare la densità del pianeta, e quindi apprendere qualcosa sulla sua struttura fisica. Il metodo del transito rende anche possibile studiare l'atmosfera del pianeta transitante. Quando il pianeta passa davanti alla stella, la luce della stella passa attraverso la parte superiore dell'atmosfera del pianeta. Studiando accuratamente lo spettro stellare in alta risoluzione, è possibile rilevare elementi presenti. Un'atmosfera planetaria può anche essere rivelata misurando la polarizzazione della luce della stella passata attraverso o riflessa dall'atmosfera del pianeta. Inoltre, l'eclissi secondario (quando il pianeta è bloccato dalla sua stella) permette una misura diretta della radiazione del pianeta. Se l'intensità fotometrica della stella durante l'eclissi secondario è sottratto dalla sua intensità prima o dopo, rimane solo il segnale prodotto dal pianeta. É poi possibile misurare la temperatura del pianeta e anche rilevare possibili segni di formazioni nuvolose.
Lente Gravitazionale
Il microlensing gravitazionale si ha quando il campo gravitazionale di una stella agisce come una lente, potenziando la luce di una stella distante di sfondo. Questo effetto si manifesta solo quando due stelle sono quasi esattamente allineate. Tali eventi sono brevi, durando solo alcune settimane o giorni, quando le due stelle e la Terra si muovono relativamente una rispetto all'altra. Sono stati osservati più di un migliaio di tali eventi negli anni passati. Se un pianeta si interpone, lungo la linea visuale, tra la Terra e la stella centrale, l'influenza gravitazionale del pianeta devia i raggi di luce provenienti dalla stella. Il pianeta funge perciò da lente che focalizza i raggi luminosi della stella, incrementa, temporaneamente, la sua luminosità e determina uno spostamento apparente della sua posizione.
Osservazione Diretta
L'osservazione diretta è estremamente difficile e nella maggior parte dei casi impossibile a causa delle piccole dimensioni del pianeta e dalla sua piccolissima luminosità rispetto a quella della stella compagna. Tuttavia, anche con gli attuali telescopi, vi sono condizioni speciali nelle quali il pianeta può essere osservato direttamente. Le condizioni favoreli si hanno quanfo un pianeta brillante orbita ad una grande distanza dalla stella vicina.
Astrometria
Questo metodo si basa sulla misura accurata e ripetuta della posizione di una stella nel cielo per determinare la variazione della componente transversa dello spostamento della stella dovuta alla perturbazione gravitazionale di un pianeta orbitante. Questa manifestazione dinamica dell'influenza gravitazionale nel piano del cielo è strettamente connessa alle misure di velocità radiale. I valori misurati sono proporzionali sia alla massa del pianeta che al semiasse maggiore dell'orbita ed inversamente proporzionale alla distanza. L'astrometria è quindi particolarmente sensibile per lunghi periodi orbitali
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