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|status_scoperta = Confermata
|data = 2017
|metodo_scoperta = [[Next-GenerationTransito Transit Survey(astronomia)|NGTS telescopestransito]]
|semiasse_maggiore = {{convertconverti|0.0326|AUau|km|abbr=on}}<ref name="EXP-2017"> {{citeCita web |titletitolo=Planet NGTS-1 b |url=http://exoplanet.eu/catalog/ngts-1_b/ |datedata=2017 |lingua=en}}</ref>
|eccentricità = 0.016<ref name="EXP-2017" />
|periodo_orbitale = 2.6473 giorni<ref name="EXP-2017" />
|distanza_anniluce = 600 anni luce<ref name="EXP-2017" />
|inclinazione_orbita = 82.8<ref name="EXP-2017" />
|stella = NGTS-1<ref name="EXP-2017" />
|massa = 0.812 [[massa gioviana|MJ]]<ref name="EXP-2017" />
|temp_med = 790.0<ref name="EXP-2017" />
|immagine = NGTS-1 b illustration.jpg
|didascalia = Rappresentazione artistica di NGTS-1 b
}}
'''''NGTS-1 b''''' è un [[pianeta extrasolare]] del tipo [[pianeta gioviano caldo|gioviano caldo]]. confermato, orbitanteOrbita attorno ad una [[nana rossa]], NGTS-1 avente [[massa solare|massa]] e [[raggio (astronomia)|raggio]] circa metà del [[Sole]], situata nella [[Colomba (costellazione)|costellazione della Colomba]], a circa 600 anni luce dal [[ColombaSole]]. È stato il primo esopianeta scoperto dallo strumento [[Next-Generation Transit Survey]] (costellazioneNGTS), installato presso l’[[Osservatorio europeo australe|Colombaosservatorio dell’ESO]] situato 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 vienevenne scoperto dopo mesi di osservazioni, tramite camere[[Fotocamera|fotocamere]] sensibili alle variazioni di rosso. Una stella in particolare presentava un cambio di luminosità periodico (ogni 2,6 giorni circa), indicando lapresenzala 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 ha commentato così quest'ultima:▼''"la scoperta è stata una sorpresa, non credevamo che pianeti così grandi potessero esistere vicino a stella così piccole"''
''"leLa 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: Leattorno stellealle nane rosse sonoorbitano solitamentedi al centro dell'orbita disolito piccoli pianeti rocciosi, mentre NGTS-1 b è invece un [[gigante gassoso ]], con misuredimensioni paragonabili a quelle di [[ Giove (astronomia)|Giove]].<ref name="space.com" > {{cite web |title=Monster Planet, Tiny Star: Record-Breaking Duo Puzzles Astronomers |url=https:/ /www.space.com/38625-monster-planet-circles-tiny-star.html |date=31 ottobre 2017 }}</ref> ▼''"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"''
<div style="text-align:right;">-Daniel Bayliss, ricercatore alla University of Warwick, sulla scoperta.</div>
▲NGTS-1 b viene scoperto dopo mesi di osservazioni, tramite camere sensibili alle variazioni di rosso. Una stella in particolare presentava un cambio di luminosità periodico (ogni 2,6 giorni circa), indicando lapresenza di un 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 misure paragonabili a quelle di [[Giove]].<ref name="space.com"> {{cite web |title=Monster Planet, Tiny Star: Record-Breaking Duo Puzzles Astronomers |url=https://www.space.com/38625-monster-planet-circles-tiny-star.html |date=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=°C}}.<ref Celsiusname="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>
<ref name="fp.com"> {{cite web |title=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 |date=1 novembre 2017 }}</ref>
==Osservazione==
NGTS-1 b vieneè 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 signalesegnale 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 signalesegnale sia infosse lineacompatibile con quello di un pianeta in transito:<ref name="space.com" /> <ref name="pdf.comBayliss">{{cite web Cita|title=NGTS-1b:Bayliss Aet hot Jupiter transiting an M-dwarf |url=https://arxival.org/pdf/1710.11099.pdf |date=1 ottobre 2017 }}</ref>
:Controllo della curva di luce in cerca di tracce di una fase eclittica secondaria, che avrebbe indicato un corpo di tipo stellare, anzichè planetario.<ref name="pdf.com" /> ▼:Viene controllata la profondità di transito, per escludere la possibilità di un errore di misurazione del periodo completo dell'esopianeta.<ref name="pdf.com" /> ▼:Verifica di eventuali variazioni ellisoidali non previste, presenti solo nei sistemi di stelle binarie.<ref name="pdf.com" /> ▼: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" /> ▼
▲===Primo Controllocontrollo===
Nessuno dei test presenta risultati imprevisti o fuori scala, la stella NGTS-1 viene classificata come nana rossa a bassa temperatura (al contrario di quanto era stato inizialmente supposto, classificandola come gigante rossa), l'esopianeta NGTS-1 b procede a successive analisi fotometriche e [[spettroscopia|spettroscopiche]].<ref name="pdf.com" />
▲: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, anzichèanziché 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 ellisoidaliellissoidali (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 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="Bayliss" />
==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" />
===PropietàProprietà stellari e modello planetario===
La difficoltà di classificazione delle nane rosse è da imputare nelal debole segnale emesso e dellaalla 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, lavelocitàla [[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), questa configurazionecon porta ad una forte degenarazione tra parametromargini di impattooscillazione edella raggiostima planetario.+0,100 Per impedire questa degenarazione−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, lavelocità radiale e i parametri stellari derivati, è stato possibile determinare i dati planetari del sistema, tramite il modello GP-EBOP 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 degenarazione tra parametro di impatto e raggio planetario. Per impedire questa degenarazione, 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,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), rendendolo il pianetache conosciutolo rende, alla data della scoperta, il 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 exoplanetsExoplanet Survey Satellite|Transiting exoplanet Survey Satellite]]" (TESS) possa fornire inuna modomisura inequivocabilepiù la misuraaffidabile del raggio.<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 simil-solaridi [[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 detemerminazzionedeterminazione dell'indice di incidenza di giganti gassosi, con una monitorazionemonitoraggio all'attivo di circa 20000 stelle all'anno, ma i risultati statistici saranno disponibili solo tradopo qualche anno di osservazione<ref name="pdf.comBayliss" />
==Vedi Anche==
[[Lista dei pianeti extrasolari confermati]] ▼[[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari]] ▼== Note ==
<references/>
== 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==
▲*[[ Lista dei pianetiPianeti extrasolari confermati]]
*[[Pianeti extrasolari confermati della costellazione della Colomba]]
▲*[[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari]]
{{portale|astronomia}}
[[Categoria:Pianeti extrasolari della costellazione della Colomba]]
<nowiki>[[Categoria: Astronomia]]
[[Categoria:Pianeti Oggettiextrasolari astronomiciscoperti con il metodo del transito]]
[[Categoria:Gioviani caldi]]
</nowiki>
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