NGTS-1 b: differenze tra le versioni
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|status_scoperta = Confermata
|data = 2017
|metodo_scoperta = [[
|semiasse_maggiore = {{converti|0.0326|au|km|abbr=on}}<ref name="EXP-2017">
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|periodo_orbitale = 2.6473 giorni<ref name="EXP-2017" />
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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]]. Orbita attorno ad una [[nana rossa]], NGTS-1 avente [[massa solare|massa]] e [[raggio (astronomia)|raggio]] circa metà del [[Sole]], situata nella
==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]]. Daniel Bayliss, ricercatore della [[università di Warwick]] e redattore del rapporto sulla scoperta
"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">
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"
==Caratteristiche fisiche==
NGTS-1 b è classificato come [[pianeta gioviano caldo]]: ha un raggio simile a [[Raggio gioviano|quello di Giove]], ma presenta circa il 20% di massa in meno. Orbita attorno alla sua stella ogni due giorni e mezzo (la sua distanza dalla sua stella è circa il 3% di quella tra la [[Terra]] e il Sole) e ha una [[temperatura superficiale]] di {{M|580
==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]]. La 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, eseguita tramite un algoritmo [[metodo dei minimi quadrati|BLS]] (Box-fitting Least Squares), ha portato all'identificazione di un segnale idoneo avente periodo 2,647298+0,000020 giorni. Al fine di evitare un [[falso positivo]], sono stati eseguiti quattro test di controllo, per confermare che il segnale fosse compatibile con quello di un pianeta in transito:<ref name="space.com" />
===Primo controllo===
:Controllo della curva di luce in cerca di tracce di una eclissi 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="
===Secondo controllo===
:Verifica della 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="
===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="
===Quarto controllo===
:Controllo della variazione del flusso fotometrico durante il periodo di sovrapposizione (il metodo consente di riconoscere due stelle che possono sembrare fuse a causa della [[parallasse]]).<ref name="
Nessuno dei test ha dato risultati imprevisti o fuori scala. La stella NGTS-1, inizialmente identificata come una [[gigante rossa]], è stata classificata come nana rossa a bassa temperatura.<ref name="
==Analisi dei risultati==
Le osservazioni dei test di controllo sono 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" />
===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". 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="
#Stima
#Modellazione
#Definizione di una '''massa definitiva''' data dall'unione dei dati riguardanti SED e massa stimata.<ref name="
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]]
*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), 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+0.066−0.075 volte la massa di Giove; R = 1.33+0.61−0.33 volte il raggio di Giove).<ref name="pdf.com" />
==Discussione dei risultati==
NGTS-1 b ha una massa circa 0
===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]], che 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 dopo qualche anno di osservazione<ref name="
== Note ==
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== 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.}}
==Voci correlate==
*[[
*[[Pianeti extrasolari confermati della costellazione della Colomba]]
*[[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari]]
{{portale|astronomia}}
[[Categoria:
[[Categoria:
[[Categoria:Gioviani caldi]]
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