Coelum Astronomia 215 - 2017 - Page 63

La tecnica d’osservazione descritta in questo articolo sfrutta il fatto che un pianeta extrasolare, transitando, affievolisce per un periodo relativamente breve la luce della stella attorno alla quale orbita. Questo fenomeno è equivalente a quello che possiamo osservare quando Mercurio o, più raramente Venere, passano davanti al Sole. Vi è però una differenza essenziale tra i due tipi di transiti. Nel caso di Mercurio o Venere, il disco del pianeta si proietta, in modo ben visibile per l’osservatore terrestre, davanti al disco solare; nel caso invece del pianeta extrasolare, la stella appare come un semplice punto luminoso e tutto ciò che si

può osservare durante il fenomeno è una sua lievissima diminuzione luminosa.

Tale diminuzione, indicata con ΔF* nella figura, è proporzionale alla superficie del pianeta ed è dell’ordine dell’1% per un pianeta gigante delle dimensioni di Giove e dello 0,01% per un pianeta della taglia della Terra. Ovviamente il sistema di ripresa necessario per poter apprezzare variazioni così ridotte di luminosità dovrà avere una precisione fotometrica migliore dell’ampiezza della caduta del flusso stellare durante il transito. Così, dalla superficie terrestre si potranno registrare solamente i transiti dei pianeti giganti, tali da richiedere una precisione alla portata della strumentazione a disposizione di un amatore.

Proprio come nel caso di Mercurio o Venere in transito, il pianeta extrasolare passa per quattro posizioni significative, solitamente indicate come 1°, 2°, 3° e 4° contatto. Tra il 1° e il 2° contatto, il flusso F* si abbassa rapidamente in quella che è definita la fase di immersione. In modo simmetrico, la fase di emersione si situa tra il 3° e 4° contatto. Nella figura sono riassunte le grandezze caratteristiche di un transito: la variazione massima del flusso della stella, indicata con ΔF*, i raggi della stella e del pianeta sono rispettivamente R* e Rp; l’altezza del transito sull’equatore della stella è pR*; t14 e t23 sono rispettivamente gli intervalli di tempo che separano il 1° dal 4° contatto, e il 2° dal 3°.

La Curva di Luce

20 cm di diametro ridotto a f/7 su una montatura equatoriale.

Le fasi di preparazione, prima della ripresa vera e propria, sono state lunghe. Ho dovuto apprendere molto sulla tecnica, sui software utilizzati e sui cataloghi nei quali cercare gli esopianeti.

La tecnica utilizzata, come già accennato, sarebbe stata quella della fotometria, in particolare quella differenziale d’apertura. Quello che si fa, in pratica, è raccogliere molte foto a intervalli di tempo regolari con un’inquadratura scelta in modo da riprendere sia il soggetto sia un intorno adeguato, nel quale compaiono un discreto numero di stelle di buona luminosità. La particolarità di questa tecnica è che le foto vengono scattate con le stelle leggermente fuori fuoco in modo che esse occupino più pixel, questo fa si che la presenza di eventuali pixel difettosi non compromettano completamente la misurazione: se una stella occupa 4 celle del

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