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|status_scoperta = Confermata
|data = 2017
|metodo_scoperta = [[Transito_Transito (astronomia)|transito]]
|semiasse_maggiore = {{convertconverti|0.0326|AUau|km|abbr=on}}<ref name="EXP-2017"> {{Cita web|titolo=Planet NGTS-1 b |url=http://exoplanet.eu/catalog/ngts-1_b/ |data=2017 |lingua=en}}</ref>
|eccentricità = 0.016<ref name="EXP-2017" />
|periodo_orbitale = 2.6473 giorni<ref name="EXP-2017" />
|didascalia = Rappresentazione artistica di NGTS-1 b
}}
'''''NGTS-1 b''''' è un [[pianeta extrasolare]] del tipo [[pianeta gioviano caldo|gioviano caldo]],. orbitanteOrbita attorno ad una [[nana rossa]], NGTS-1 avente [[massa solare|massa]] e [[raggio (astronomia)|raggio]] circa metà del [[Sole]], situatosituata nella [[costellazione]] della [[Colomba (costellazione)|costellazione della Colomba]], a circa 600 anni luce dal [[Sole]]. È stato il primo esopianeta scoperto dallo strumento [[Next -Generation Transit Survey]] (NGTS), installato presso l’[[Osservatorio Europeoeuropeo Australeaustrale|osservatorio dell’ESO]] alsituato sul monte [[Cerro Paranal|Paranal]], nel Nord del [[Cile]].<ref>{{Cita web|url=https://www.eso.org/public/italy/announcements/ann17076/|titolo=Lo strumento NGTS trova il suo primo esopianeta|sito=eso.org|data=31 ottobre 2017}}</ref>
==Scoperta==
NGTS-1 b venne scoperto dopo mesi di osservazioni, tramite [[Fotocamera|fotocamere]] sensibili alle variazioni di rosso. Una stella in particolare presentava un cambio di luminosità periodico (ogni 2,6 giorni circa), indicando la presenza di un [[Oggetto celeste|corpo celeste]]; la stazza gigantesca di quest'ultimo viene confermata calcolando la sua [[velocità radiale]]. LoDaniel stupore dei ricercatori è da attribuire alla natura stessa dell'esopianeta: le stelle nane rosse sono solitamente al centro dell'orbita di piccoli pianeti rocciosiBayliss, NGTS-1ricercatore b è invece undella [[ gigante gassoso]], con dimensioni paragonabili a quelleuniversità di [[Giove (astronomia)|GioveWarwick]] .<ref name="space.com">e {{Citaredattore web|titolo=Monsterdel Planet,rapporto Tinysulla Star:scoperta Record-Breakingha Duocommentato Puzzlescosì Astronomers |url=httpsquest'ultima: //www.space.com/38625-monster-planet-circles-tiny-star.html |data=31 ottobre 2017 }}</ref>▼{{Citazione|''La scoperta è stata una sorpresa, non credevamo che pianeti così grandi potessero esistere vicino a stella così piccole''
''"La scoperta è stata una sorpresa, non credevamo che pianeti così grandi potessero esistere vicino a stella così piccole. Le piccole stelle sono le più comuni nell'universo, è possibile che ci siano molti altri pianeti giganti che aspettano di essere scoperti".''<ref name="space.com">{{Cita web|titolo=Monster Planet, Tiny Star: Record-Breaking Duo Puzzles Astronomers |url=https://www.space.com/38625-monster-planet-circles-tiny-star.html |data=31 ottobre 2017 |lingua=en}}</ref>
Lo stupore dei ricercatori è da attribuire alla natura stessa dell'esopianeta: attorno alle nane rosse orbitano di solito piccoli pianeti rocciosi, mentre NGTS-1 b è un [[gigante gassoso]], con dimensioni paragonabili a quelle di [[Giove (astronomia)|Giove]].<ref name="space.com" />
''Questo è il primo esopianeta che abbiamo trovato con la nuova struttura NGTS, stiamo già sfidando quanto si crede di sapere riguardo alla formazione dei pianeti''|Daniel Bayliss, ricercatore alla [[università di Warwick]] sulla scoperta.}}
▲NGTS-1 b venne scoperto dopo mesi di osservazioni, tramite [[Fotocamera|fotocamere]] sensibili alle variazioni di rosso. Una stella in particolare presentava un cambio di luminosità periodico (ogni 2,6 giorni circa), indicando la presenza di un [[Oggetto celeste|corpo celeste]]; la stazza gigantesca di quest'ultimo viene confermata calcolando la sua [[velocità radiale]]. Lo stupore dei ricercatori è da attribuire alla natura stessa dell'esopianeta: le stelle nane rosse sono solitamente al centro dell'orbita di piccoli pianeti rocciosi, NGTS-1 b è invece un [[gigante gassoso]], con dimensioni paragonabili a quelle di [[Giove (astronomia)|Giove]].<ref name="space.com"> {{Cita web|titolo=Monster Planet, Tiny Star: Record-Breaking Duo Puzzles Astronomers |url=https://www.space.com/38625-monster-planet-circles-tiny-star.html |data=31 ottobre 2017 }}</ref>
==Caratteristiche fisiche==
NGTS-1 b è classificato come [[pianeta gioviano caldo]],: aventeha un raggio simile a [[Raggio gioviano|quello di Giove]], ma presentandopresenta circa il 20% di massa in meno, dista circa 600 [[anni luce]] dal Sole,. orbitaOrbita attorno alla sua stella ogni due giorni e mezzo (in proporzione, la sua distanza dalla sua stella è circa il 3% di quella tra la [[Terra]] e il Sole), avendoe conseguentementeha una [[temperatura superficiale]] di {{M|580|ul=° CelsiusC}}.<ref name="fp.com"> {{Cita web|titolo=Astronomers discover unusually large gas giant that challenges the conventional theories of planet formation |url=https://www.firstpost.com/tech/news-analysis/astronomers-discover-unusually-large-gas-giant-that-challenges-the-conventional-theories-of-planet-formation-4187163.html |data=1º novembre 2017 |lingua=en}}</ref>
==Osservazione==
NGTS-1 b è stato osservato da un singolo telescopio dell'osservatorio [[Next-Generation Transit Survey|NGTS]] situato presso il complesso del [[Osservatorio del Paranal|Paranal]], nel [[Deserto di Atacama|deserto del Cile]], nel periodo tra agosto e dicembre 2016, tramite [[fotometria (astronomia)|fotometria]],. cercandoLa scoperta è avvenuta all'interno di una ricerca di [[Curva di luce|curve di luce]] che indicassero un segnale di [[Transito (astronomia)|transito]]; la ricerca, implementandoeseguita tramite un algoritmo [[metodo dei minimi quadrati|BLS]] (Box-fitting Least Squares), identificandoha portato all'identificazione di un segnale idoneo avente periodo 2,647298+0,000020 giorni. Al fine di evitare un [[falso positivo]], vengonosono stati eseguiti quattro test di controllo, per confermare che il segnale siafosse in lineacompatibile con quello di un pianeta in transito:<ref name="space.com" /> <ref name="pdf.comBayliss">{{Cita web|titolo=NGTS-1b:Bayliss Aet hot Jupiter transiting an M-dwarf |url=https://arxival.org/pdf/1710.11099.pdf |data=1º ottobre 2017 }}</ref>
===Primo Controllocontrollo===
:Controllo della curva di luce in cerca di tracce di una fase eclitticaeclissi secondaria (ovvero tracce di luce quando il corpo si trova dietro alla sua stella), che avrebbe indicato un corpo di tipo stellare, anziché planetario.<ref name="pdf.comBayliss" />
===Secondo Controllocontrollo===
:VieneVerifica controllata ladella profondità di transito (area del disco stellare oscurata dal passaggio del pianeta), per escludere la possibilità di un [[errore di misurazione]] del periodo completo dell'esopianeta.<ref name="pdf.comBayliss" />
===Terzo Controllocontrollo===
:Verifica di eventuali variazioni ellissoidali (variazione dello [[spettro di emissione]] in caso di stelle dalla forma ellissoidale) non previste, presenti solo nei sistemi di stelle binarie.<ref name="pdf.comBayliss" />
===Quarto Controllocontrollo===
:Controllo della variazione del flusso fotometrico durante il periodo di sovrapposizione (Questoil metodo consente di riconoscere due stelle eclittiche che possono sembrare fuse a causa deldella [[parallasse]]).<ref name="pdf.comBayliss" />
Nessuno dei test presentaha dato risultati imprevisti o fuori scala,. laLa stella NGTS-1, vieneinizialmente classificataidentificata come nanauna [[gigante rossa]], aè bassastata temperatura (al contrario di quanto era stato inizialmente supposto, classificandolaclassificata come gigantenana rossa), l'esopianeta NGTS-1 b procede a successivebassa analisi fotometriche e [[spettroscopia|spettroscopiche]]temperatura.<ref name="pdf.comBayliss" />
==Analisi dei risultati==
Le osservazioni dei test di controllo vengonosono state unite ad analisi fotometriche d'archivio per una completa definizione del sistema NGTS-1 b, con particolare attenzione ad ''attività stellare'', ''[[rotazione]]'' e ''contaminazione da corpi estranei''.<ref name="space.com" /> <ref name="pdf.comBayliss" />
===Proprietà stellari e modello planetario===
La difficoltà di classificazione delle nane rosse è da imputare al debole segnale emesso e alla conseguente diffoltà nell'analisi spettroscopica; particolarmente complesso è determinare la [[metallicità]], che ha un grande impatto sui parametri stellari, dal momento che il raggio stellare è molto dipendente da quest'ultima. I dati di NGTS-1 vengono comparati con altre stelle simili, senza trovare eccesso o penuria di metalli rispetto alle stelle "sorelle" della stella. Le informazioni in possesso dei ricercatori consente la stima di massa, raggio, [[Temperatura efficace|temperatura effettiva]] e [[Oggetto stellare giovane|SED]], in tre passi:<ref name="pdf.comBayliss" />
#Stima didella '''[[Temperaturatemperatura efficace|Teff]]''', '''del raggio''' e '''massadella stimata'''massa: questoquesta serie di passaggiopassaggi è resoresa possibile dalla predizione della Tefftemperatura efficace tramite la gamma di colori emessa dal sistema.<ref name="pdf.comBayliss" />
#Modellazione deldella SED (distribuzione spettrale dell'energia (SED).<ref name="pdf.comBayliss" />
#Definizione di una '''massa definitiva''' data dall'unione dei dati riguardanti SED e massa stimata.<ref name="pdf.comBayliss" />
Utilizzando i risultati fotometrici, la [[velocità radiale]] e i parametri stellari derivati, è stato possibile determinare i dati planetari del sistema, tramite il modello gaussiano GP-EBOP<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Edward Gillen [[et al.]]|titolo=New low-mass eclipsing binary systems in Praesepe discovered by K2|rivista=[[The Astrophysical Journal ]]|volume=849|numero=1|lingua=en|doi=10.3847/1538-4357/aa84b3}}</ref> di pianeta transitante e stella (originariamente applicato ad un sistema binario con una [[nana bruna]] come stella madre); in questo modello, la curva della luce è rappresentata da una [[funzione gaussiana]] , e i dati della velocità radiale sono modellati simultaneamente con la fotometria disponibile, incorporando un algoritmo che inserisce variazioni "in tempo reale" ai dati. La difficoltà di modellazione deriva dal transito di tipo radente, molto probabile dato il rapporto di raggio stella/pianeta (0 .,239 +0.100−0.054), questacon configurazione porta ad una forte degenerazione tra parametromargini di impattooscillazione edella raggiostima planetario.+0,100 Per impedire questa degenerazione−0,054), NGTS-1 b viene messo a paragone con altri pianeti gioviani caldi, allineando la distribuzione statistica di massa e densità al modello planetario iniziale, fornendo una stima definitiva delle caratteristiche di quest'ultimo (M = 0.812+0.066−0.075MJ; R = 1.33+0.61−0.33RJ; pianeta di riferimento: Giove).<ref name="pdf.com" />▼
*Massa = 0,812 (+0,066 −0,075) volte la massa di Giove;
*Raggio = 1,33 (+0,61−0,33) volte il raggio di Giove.<ref name="Bayliss" />
▲Utilizzando i risultati fotometrici, la [[velocità radiale]] e i parametri stellari derivati, è stato possibile determinare i dati planetari del sistema, tramite il modello gaussiano GP-EBOP<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Edward Gillen [[et al.]]|titolo=New low-mass eclipsing binary systems in Praesepe discovered by K2|rivista=[[The Astrophysical Journal ]]|volume=849|numero=1|lingua=en|doi=10.3847/1538-4357/aa84b3}}</ref> di pianeta transitante e stella (originariamente applicato ad un sistema binario con una [[nana bruna]] come stella madre); in questo modello, la curva della luce è rappresentata da una [[funzione gaussiana]], i dati della velocità radiale sono modellati simultaneamente con la fotometria disponibile, incorporando un algoritmo che inserisce variazioni "in tempo reale" ai dati. La difficoltà di modellazione deriva dal transito di tipo radente, molto probabile dato il rapporto di raggio stella/pianeta (0.239+0.100−0.054), questa configurazione porta ad una forte degenerazione tra parametro di impatto e raggio planetario. Per impedire questa degenerazione, NGTS-1 b viene messo a paragone con altri pianeti gioviani caldi, allineando la distribuzione statistica di massa e densità al modello planetario iniziale, fornendo una stima definitiva delle caratteristiche di quest'ultimo (M = 0.812+0.066−0.075MJ; R = 1.33+0.61−0.33RJ; pianeta di riferimento: Giove).<ref name="pdf.com" />
==Discussione dei risultati==
NGTS-1 b ha una massa circa 0.,812 volte quella di Giove ed è il terzo gigante gassoso scoperto orbitarein orbita attorno ada una nana rossa; gli altri due sono [[Kepler-45 b]] (m=0.,505 Mjvolte la massa di Giove) e [[HATS-6 b]] (m=0.,32 Mjvolte la massa di Giove), rendendoloil che lo rende, alla data della scoperta, il pianeta conosciuto più grande pianeta conosciuto di questo tipo. Il raggio, nonostante tutto,invece continua a nonad essere propriamenteun valore piuttosto definitoincerto, data la natura del transito. La speranza è che il "[[Transiting Exoplanet Survey Satellite|Transiting exoplanet Survey Satellite]]" (TESS) possa fornire una misura del raggio più approssimataaffidabile adel quella realeraggio.<ref name="pdf.comBayliss" />
===Teoria di formazione planetaria===
La teoria classica vuole che la formazione di giganti gassosi sia molto più rara attorno a nane rosse, rispetto a stelle più grandi, dato che il loro processo di formazione è molto più lungo e anche il materiale disponibile è ridotto (dato che la massa [[Protopianeta|protoplanetaria]] è in corrispondenza quasi lineare con quella stellare). Di conseguenza stabilire la frequenza di formazione attorno a queste piccole stelle potrebbe condurre a importanti cambiamenti alla teoria generale di formazione planetaria.
È da tempo riconosciuto che il numero di giganti gassosi aumenta con l'aumentare della metallicità in stelle di [[Analogo solare|tipo solare]] (molto minore è invece questo dato se riferito a stelle con [[metallicità]] sub solare); questa correlazione non è stata riscontrata per i [[pianeta nettuniano caldo|pianeti nettuniani caldi]] e le [[Super Terra|super terre]], conche hanno incidenza indipendente dall'indice di metallicità. Una conferma definitiva di questo valore per NGTS-1 e sistemi ad esso simili potrebbe confermare o smentire questa correlazione per le stelle di piccole dimensioni. La struttura NGTS è al momento la migliore candidata per la determinazione dell'indice di incidenza di giganti gassosi, con una monitoraggio all'attivo di circa 20000 stelle all'anno, ma i risultati statistici saranno disponibili solo tradopo qualche anno di osservazione<ref name="pdf.comBayliss" />
== Note ==
== Bibliografia ==
* {{cita pubblicazione |autore=Daniel Bayliss [[et al.]]|titolo= NGTS-1b: A hot Jupiter transiting an M-dwarf |rivista=ArXiv.org |data=30 ottobre 2017|pp= |id= |pmid= |url= |lingua= en |accesso= |abstract= |doi=10.1093/mnras/stx2778 |cid=Bayliss et al.}}
* {{cita pubblicazione |nome= Bayliss, Daniel, Edward Gillen, Philipp Eigmuller, James McCormac, Richard D. Alexander, David J. Armstrong, Rachel S. Booth, Francois Bouchy, Matthew R. Burleigh, Juan Cabrera, Sarah L. Casewell, Alexander Chaushev, Bruno Chazelas, Szilard Csizmadia, Anders Erikson, Francesca Faedi, Emma Foxell, Boris T. Gansicke, Michae R. Goad, Andrew Grange, Maximilian N. Gunther, Simon T. Hodgkin, James Jackman, James S. Jenkins, Gregory Lambert, Tom Louden, Lionel Metrailler, Maximiliano Moyano, Don Pollacco, Katja Poppenhaeger, Didier Queloz, Roberto Raddi, Heike Rauer, Liam Raynard, Alexis M.S. Smith, Maritza Soto, An-drew P.G. Thompson, Ruth Titz-Weider, St ́ephane Udry, Simon.R.Walker, Christopher A.Watson, Richard G.West, Peter J.Wheatley |cognome= |titolo= NGTS-1b: A hot Jupiter transiting an M-dwarf |rivista= |editore= The Autors |città= |volume= |numero= |anno= 2017 |mese= Ottobre |pp= |id= |pmid= |url= |lingua= Inglese |accesso= |abstract= }}
==Voci correlate==
*[[Lista dei pianetiPianeti extrasolari confermati]]
*[[Pianeti extrasolari confermati della costellazione della Colomba]]
*[[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari]]
{{portale|astronomia}}
[[Categoria:AstronomiaPianeti extrasolari della costellazione della Colomba]]
[[Categoria:OggettiPianeti astronomiciextrasolari scoperti con il metodo del transito]]
[[Categoria:Gioviani caldi]]
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