Il metodo della velocità radiale
Per tornare a 51 Pegasi b, la sua scoperta si deve al metodo della velocità radiale, basato sulla spettroscopia Doppler. Alla base di questo metodo ci sono gli sviluppi tecnologici compiuti tra gli Anni ’80 e ’90 del secolo scorso nella costruzione di spettrografi di altissima precisione, in grado di misurare variazioni minuscole nella posizione delle righe spettrali associate alla luce stellare, spostamenti nell’ordine di poche parti per milione. Quando una stella si avvicina alla Terra, la posizione delle sue righe spettrali vira leggermente verso il blu. Ciò perché la lunghezza d’onda della luce diminuisce per via del cosiddetto effetto Doppler. Viceversa, se la stella si allontana da noi, le righe si spostano verso il rosso, perché la lunghezza d’onda della luce che ci arriva dalla stella aumenta.
Sono proprio queste periodicità che costituiscono l’essenza del metodo della velocità radiale. La gravità, infatti, è una forza che agisce su tutti i corpi in base alla loro massa: i pianeti sono costretti a orbitare intorno alle stelle, molto più massicce, ma anche queste subiscono una trazione gravitazionale da parte dei pianeti che girano loro intorno. Più un pianeta è massiccio e vicino alla sua stella, più nitida e riconoscibile sarà l’impronta lasciata sulla velocità radiale di quest’ultima. Giove, che non è particolarmente vicino al Sole ma è molto massiccio, impone una variazione di 12,4 metri al secondo alla velocità radiale della nostra stella, seguendo un ciclo di 12 anni, che corrisponde alla durata di un anno gioviano.
I moderni spettroscopi sono in grado di misurare variazioni della velocità radiale di pochi metri al secondo su stelle lontane decine o addirittura centinaia di anni luce, permettendo così di scoprire pianeti della massa di Giove e spesso anche minore, in grado di produrre oscillazioni periodiche nel moto stellare. 51 Pegasi b fu scoperto appunto in questo modo: misurando la periodicità nelle variazioni della velocità radiale della sua stella ed escludendo che tali variazioni potessero essere causate da qualcosa di diverso da un pianeta (pulsazioni o macchie stellari, una compagna binaria, una nana bruna). In sostanza, 51 Pegasi b non fu mai osservato direttamente dai suoi scopritori, ma — nonostante l’iniziale scetticismo, poi rientrato, dell’astronomo David F. Gray — sappiamo al di là di ogni dubbio che c’è; e, sempre grazie alla spettroscopia, sappiamo anche diverse cose su come è fatto.
Il grafico riprodotto tra le immagini allegate al post riporta le misurazioni della velocità radiale di 51 Pegasi (la stella), eseguite su un arco di dieci mesi dal gruppo di Marcy e Butler. Ogni pallino nero corrisponde a un campionamento della velocità radiale. Come si può vedere, tutti i campionamenti si dispongono quasi perfettamente lungo una linea sinusoidale, che rappresenta un’orbita pressoché circolare di un corpo planetario molto vicino alla stella e relativamente massiccio, in grado di produrre su quella una variazione della velocità radiale — dal punto zero alla massima ampiezza in un senso o nell’altro — di 56,04 metri al secondo, con un periodo ricorrente di 4,23 giorni (equivalente alla durata di un anno su 51 Pegasi b).
L’errore medio di ogni misurazione riportata nel grafico è intorno ai 5 metri al secondo: un rapporto segnale/rumore che non lascia adito a dubbi quanto all’interpretazione planetaria, tanto più perché i dati ottenuti da Marcy e colleghi non facevano che confermare i risultati molto simili ottenuti poco tempo prima da Mayor e Queloz in Europa.
Didascalia della GIF animata allegata al post. Stella e pianeta ruotano intorno al baricentro del sistema, indicato dalla crocetta rossa. La rotazione della stella intorno al baricentro si traduce in un’oscillazione periodica della sua velocità radiale, dalla cui ampiezza di possono desumere le caratteristiche del pianeta che la determina (o dei pianeti, se sono più d’uno).
#eso51pegasib
Per approfondire:

http://exoplanets.org/no51pegb.html

https://en.wikipedia.org/wiki/Doppler_effect

https://it.wikipedia.org/wiki/Spettroscopia_Doppler

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