NGTS-1 b: differenze tra le versioni

Versione delle 10:45, 1 giu 2019

Versione delle 11:56, 1 giu 2019

Riga 15:

|temp_med = 790.0<ref name="EXP-2017" />

}}

'''''NGTS-1 b''''' è un [[pianeta gioviano caldo]] confermato, orbitante attorno ad una [[nana rossa]] avente [[massa solare|massa]] e [[raggio (astronomia)|raggio]] circa metà del [[Sole]], situato nella [[costellazione]] [[Colomba (costellazione)|Colomba]].

==Scoperta==

{{Citazione|''"laLa scoperta è stata una sorpresa, non credevamo che pianeti così grandi potessero esistere vicino a stella così piccole"''

''"leLe piccole stelle sono le più comuni nell'universo, è possibile che ci siano molti altri pianeti giganti che aspettano di essere scoperti".''

''"questoQuesto 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 viene 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 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>

<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]], avente un raggio simile a quello di Giove, ma presentando circa il 20% di massa in meno, dista circa 600 [[anni luce]] dal Sole, orbita 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), avendo conseguentemente una temperatura superficiale di 580° Celsius.<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>

<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 viene 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]], cercando curve di luce che indicassero un segnale di transito, implementando un algoritmo [[metodo dei minimi quadrati|BLS]] (Box-fitting Least Squares), identificando un signalesegnale idoneo avente periodo 2.647298±0.000020 giorni. Al fine di evitare un falso positivo, vengono eseguiti quattro test di controllo, per confermare che il signalesegnale sia in linea con quello di un pianeta in transito:<ref name="space.com" /> <ref name="pdf.com">{{cite web |title=NGTS-1b: A hot Jupiter transiting an M-dwarf |url=https://arxiv.org/pdf/1710.11099.pdf |date=1 ottobre 2017 }}</ref>

===Primo Controllo===

:Controllo della curva di luce in cerca di tracce di una fase eclittica secondaria, che avrebbe indicato un corpo di tipo stellare, anzichèanziché planetario.<ref name="pdf.com" />

===Secondo Controllo===

:Viene controllata la profondità di transito, per escludere la possibilità di un errore di misurazione del periodo completo dell'esopianeta.<ref name="pdf.com" />

===Terzo Controllo===

:Verifica di eventuali variazioni ellisoidaliellissoidali 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" />

Riga 47 ⟶ 44:

==Analisi dei risultati==

Le osservazioni dei test di controllo vengono 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" />

===PropietàProprietà stellari e modello planetario===

La difficoltà di classificazione delle nane rosse è da imputare nelal debole segnale emesso e dellaalla conseguente 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 effettiva]] e [[Oggetto stellare giovane|SED]], in tre passi:<ref name="pdf.com" />

#Stima di '''[[Temperatura efficace|Teff]]''', '''raggio''' e '''massa stimata''': questo passaggio è reso possibile dalla predizione della Teff 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, 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]], 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 degenarazionedegenerazione tra parametro di impatto e raggio planetario. Per impedire questa degenarazionedegenerazione, 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 orbitare attorno ad una nana rossa,; gli altri due sono [[Kepler-45 b]] (m=0.505 Mj) e [[HATS-6 b]] (m=0.32 Mj), rendendolo alla data della scoperta il pianeta conosciuto più grande di questo tipo. Il raggio, nonostante tutto, continua a non essere propriamente definito, data la natura del transito. La speranza è che il "[[Transiting exoplanetsExoplanet Survey Satellite|Transiting exoplanet Survey Satellite]]" (TESS) possa fornire in modo inequivocabile launa misura del raggio più approssimata a quella reale.<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 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]], con 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 tra qualche anno di osservazione<ref name="pdf.com" />

==Vedi Anche==

[[Lista dei pianeti extrasolari confermati]]

[[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari]]

== Note ==

<references/>

==Voci correlate==

*[[Lista dei pianeti extrasolari confermati]]

*[[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari]]

{{portale|astronomia}}

<nowiki>[[Categoria: Astronomia]]

[[Categoria: Oggetti astronomici]]

</nowiki>