PLANETOLOGIA
ASTROFILO
l’
a quella che il pianeta stesso avrebbe se la
linea che congiunge la stella con l'osserva-
tore giacesse sul piano dell'orbita, che quindi
avrebbe una inclinazione pari a 0°.
Ipotizzando che si trovi proprio in quella po-
sizione, nota con buona approssimazione la
massa della stella si calcola quella del pianeta
T
au Boötis e il campo stellare che la circon-
da. In una normale fotografia come questa
è assolutamente impossibile vedere Tau Boötis
b, essendo la sua luce cancellata dal bagliore
della vicinissima stella. Più a destra, una car-
tina celeste con la costellazione del Bootes: la
posizione di Tau Boötis è indicata da un cer-
chietto rosso. [ESO/Digitized Sky Survey 2]
in grado di fornirci il valore della massa,
anche conoscendo con elevata precisione la
massa della stella, e ciò perché di fatto i pia-
neti restano invisibili, il che ci impedisce di
conoscere l’inclinazione delle loro orbite ri-
spetto alla linea visuale.
L’unica situazione in cui si riesce ad aggirare
l’ostacolo è quella dove il pianeta ci appare
in transito sul disco stellare ad ogni orbita. In
quel caso, attraverso strumenti capaci di
grandi prestazioni fotometriche, come il te-
lescopio spaziale Kepler, si riesce a stimare il
diametro del pianeta, ed eventualmente lo
spessore della sua atmosfera, dalla profon-
dità e dalla forma della curva di luce del tran-
sito. Questo tipo di informazioni, opportu-
namente combinate con le misure spettro-
scopiche, forniscono un valore molto atten-
dibile della massa planetaria.
Nella stragrande maggioranza dei casi, però,
i pianeti non transitano sul disco stellare dal
nostro punto di osservazione (e da qualun-
que altro punto nell’universo), si muovono
bensì su orbite che per proiezione li portano
a transitare sotto e sopra le loro stelle.
Quanto sotto e quanto sopra non ci è dato
sapere, ed è questo il motivo fondamentale
che rende indeterminabile la massa di un pia-
neta extrasolare scoperto col metodo della
velocità radiale. E la soluzione a questo pro-
blema è solamente una: osservare diretta-
mente il pianeta. Più facile a dirsi che a farsi
(come tutto), è realmente l’unico modo di
andare oltre la semplice conoscenza del pe-
riodo di rivoluzione. Sapere quanto impiega
un pianeta a ruotare attorno alla propria
stella può consentire al massimo di calcolare
la reciproca distanza e di evidenziare un an-
damento della variazione della velocità ra-
diale compatibile con un’eccentricità più o
meno marcata dell’orbita. Non conoscendo
l’inclinazione di quest’ultima rispetto alla
linea di vista si può tutt’al più stimare una
massa minima per il pianeta, corrispondente
