PLANETOLOGIA
ASTROFILO
l’
sulla base delle variazioni di velocità radiale
riscontrate. Ma solitamente l’orbita ha un’in-
clinazione sensibilmente diversa da 0° (mo-
tivo per cui non ci sono transiti sul disco stel-
lare) e il medesimo effetto prodotto dalla
ipotetica massa minima può essere prodotto
da pianeti tanto più massicci quanto più
elevata è l’inclinazione dell’orbita rispetto
alla linea visuale. Facciamo un esempio chia-
rificatore: un pianeta piccolo come Mercurio,
posto su un’orbita inclinata di circa 0° at-
torno a una qualunque stella, provocherebbe
sulla velocità radiale di quest’ultima varia-
zioni più significative di quelle dovute a un
pianeta grande come Giove posto su un’or-
bita inclinata di quasi 90°.
L’inclinazione orbitale è dunque un parame-
tro fondamentale, dal quale non si può pre-
scindere volendo conoscere il valore delle
masse degli esopianeti non transitanti e,
come già accennato più sopra, per conoscere
quel parametro è indispensabile osservare i
pianeti direttamente e per almeno un ampio
tratto della loro orbita.
Le due cose sembrano inconciliabili, perché
se un pianeta è abbastanza lontano dalla sua
stella da risultare visibile all’osservazione di-
retta di un potente telescopio, significa che
percorre un’orbita talmente ampia
che il solo osservarne un tratto si-
gnificativo può richiedere decenni.
L’inclinazione orbitale può dunque
essere determinata in tempi ragio-
nevoli solo per pianeti la cui luce
(riflessa) si perde nell’accecante ful-
gore delle loro stelle. È un po’ come
cercare l’acqua dolce riversata da
un temporale in un oceano!
Quell’impresa apparentemente im-
possibile è invece riuscita ad alcuni
astronomi (fra i quali Matteo Brogi,
del Leiden Observatory, Olanda),
che hanno tentato con successo di
estrarre il segnale luminoso del pia-
neta Tau Boötis b da quello della
sua stella, Tau Boötis, astro di ma-
gnitudine 4,5 (quindi facilmente vi-
sibile a occhio nudo), 1,46 volte più
grande del Sole.
Tau Boötis b fu uno dei primi pia-
neti extrasolari ad essere scoperto
(era il 1996) ed è tuttora uno dei più
vicini, distando con la sua stella 51
anni luce dalla Terra. Di quell’og-
getto invisibile si sapeva che il suo
“anno” durava poco più di 3 giorni
e che era quasi certamente un gi-
gante gassoso del tipo hot Jupiter,
ossia simile a Giove ma più caldo
per via della particolare vicinanza al
proprio sole. Riuscendo a spostare
Tau Boötis fino a un massimo di
circa 470 metri al secondo, per Tau
Boötis b era stata proposta una
massa minima di circa 4 masse gio-
viane. Nel 2011 Brogi e colleghi
