NGTS-1 b: differenze tra le versioni

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|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]], avente [[massa solare|massa]] e [[raggio (astronomia)|raggio]] circa metà del [[Sole]], situato nella [[costellazione]] della [[Colomba (costellazione)|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 Europeo Australe|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]]. Il ricercatore della [[università di Warwick]] e redattore del rapporto sulla scoperta Daniel Bayliss ha commentato così quest'ultima:'''''"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"'''''. Lo stupore dei ricercatori è da attribuire alla natura stessa dell'esopianeta: leattorno stellealle nane rosse sonodi solitamentesolito al centro dell'orbita diorbitano piccoli pianeti rocciosi, mentre 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>

{{Citazione|''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.''

''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]], avente un raggio simile a [[Raggio gioviano|quello di Giove]], mapresenta presentandoperò 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), avendoha conseguentementeinoltre una [[temperatura superficiale]] di 580° Celsius.<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 }}</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]],. Sono state cercandocercate [[Curva di luce|curve di luce]] che indicassero un segnale di [[Transito (astronomia)|transito]], implementandotramite l'implementazione di un algoritmo [[metodo dei minimi quadrati|BLS]] (Box-fitting Least Squares),. Viene poi identificandoidentificato 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 linea con quello di un pianeta in transito:<ref name="space.com" /> <ref name="pdf.com">{{Cita web|titolo=NGTS-1b: A hot Jupiter transiting an M-dwarf |url=https://arxiv.org/pdf/1710.11099.pdf |data=1º ottobre 2017 }}</ref>

===Primo Controllo===

: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.com" />

===Secondo Controllo===

: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.com" />

===Terzo Controllo===

: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.com" />

===Quarto Controllo===

:Controllo della variazione del flusso fotometrico durante il periodo di sovrapposizione (Questo metodo consente di riconoscere due stelle eclittiche che possono sembrare fuse a causa del [[parallasse]].<ref name="pdf.com" />

Nessuno dei test presenta risultati imprevisti o fuori scala,. laLa stella NGTS-1 vieneè quindi classificata come nana rossa a bassa temperatura (al contrario di quanto era stato inizialmente supposto, classificandolaquando era stata definita come gigante rossa), l'esopianeta NGTS-1 b procede a successive analisi fotometriche e [[spettroscopia|spettroscopiche]].<ref name="pdf.com" />

==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.com" />

===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 "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.com" />

#Stima di '''[[Temperatura efficace|TeffTemperatura efficace]]''', del '''raggio''' e della '''massa stimata''': questo passaggio è reso possibile dalla predizione della TeffTemperatura efficace tramite la gamma di colori emessa dal sistema.<ref name="pdf.com" />

#Modellazione del SED (distribuzione spettrale dell'energia).<ref name="pdf.com" />

#Definizione di una '''massa definitiva''' data dall'unione dei dati riguardanti SED e massa stimata.<ref name="pdf.com" />

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+0.066−0.075MJ075 volte la massa di Giove; R = 1.33+0.61−0.33RJ;33 pianetavolte diil riferimento:raggio di 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 orbitare attorno ad 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), rendendolo alla data della scoperta il pianeta conosciuto più grande pianeta conosciuto di questo tipo. Il raggio, nonostante tutto,invece continua a nonad essere propriamenteun definitovalore stimato, 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.com" />

===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.com" />

== Note ==