I dati TESS possono già contenere un indizio sul pianeta nove

Sembra che ci sia qualcosa di grosso in agguato nelle parti più lontane del Sistema Solare, che stà perturbando le orbite di alcuni corpi della Cintura di Kuper. Alcuni astronomi credono che sia un pianeta, circa cinque volte la massa della Terra. Lo chiamano Planet Nine. Ma trovare questo potenziale agguato non è così semplice. Da qui sembrerebbe estremamente piccolo e debole e non sappiamo nemmeno in quale parte di cielo dovremmo guardare. Gli astronomi stanno cercando, ma è un lavoro lento e scrupoloso.

Secondo un nuovo articolo, tuttavia, potrebbe esserci un altro modo: il Transiting Exoplanet Survey Satellite ( TESS ) della NASA . E’ possibile che il pianeta sia già stato osservato e sia nascosto nei dati TESS. TESS cerca esopianeti utilizzando il metodo di transito . Fissa sezioni di cielo per lunghi periodi, alla ricerca di deboli e regolari cali di luce delle stelle, causati dai pianeti che orbitano tra noi e la stella (ciò che è noto come un transito). Nel caso del Pianeta Nove, rilevarne il transito sarebbe impossibile, perché non passa mai tra TESS e il Sole.

pianeta nove

E una singola esposizione non riveleva un oggetto debole come il pianeta nove. Tuttavia il modo in cui TESS fissa le porzioni di cielo per lunghi periodi potrebbe combinarsi con una tecnica astronomica chiamata tracciamento digitale. Per rivelare le immersioni di transito, TESS scatta molte foto di un campo visivo. Se queste immagini vengono messe una sopra l’altra, gli oggetti deboli possono diventare molto più luminosi, rivelando oggetti che altrimenti sarebbero nascosti. Poiché il pianeta nove è un oggetto in movimento, sovrapporre le immagini non ci mosta necessariamente il pianeta. E’ il caso quindi di fare congetture per calcolare l’orbita stimata dell’oggetto e in qualche modo spostare le esposizioni al centro della posizione stimata per poi sovrapporre le immagini.

“Per scoprire nuovi oggetti, con traiettorie sconosciute, possiamo provare tutte le possibili orbite”, hanno scritto i ricercatori nel loro articolo,

Basta inserire le immagini, le correzioni dell’orbita e della parallasse (TESS ha un’orbita altamente ellittica attorno alla Terra, quindi il punto di vista cambia di continuo durante il suo moto ) in un programma software e attendere i risultati. Sembra un approccio scattershot, ma in realtà potrebbe funzionare. Ad esempio, il rilevamento digitale con il telescopio spaziale Hubble è  stato utilizzato per scoprire diversi oggetti oltre Nettuno. La prossima domanda è se TESS è abbastanza potente da rilevare il pianeta. Ma c’è un modo per provare anche questo.

I modelli hanno suggerito che il pianeta nove ha una magnitudine apparente – cioè la luminosità vista dalla Terra – tra 19 e 24. Esistono alcuni oggetti trans-nettuniani orbitanti noti che hanno magnitudini apparenti all’interno di questo intervallo – vale a dire, Sedna (20,5-20,8), 2015 BP519 (21.5) e 2015 BM518 (21.6).

(Holman et al., Research Notes of the AAS, 2019)
(Holman et al., Research Notes of the AAS, 2019)

Quindi, il team ha utilizzato il tracciamento digitale per risolvere ciascuno di questi tre oggetti … e tutti e tre sono comparsi, chiari come un cristallo leggermente sfocato a bassa risoluzione. Ma ancora identificabile. Come si nota nell’immagine sopra: Da sinistra, è Sedna, 2015 BP519 e 2015 BP518. Le immagini sono state prodotte in negativo per rendere gli oggetti più nitidi.

Ipoteticamente, TESS dovrebbe essere in grado di vedere qualsiasi oggetto intorno a quelle magnitudini. Questo significa che i ricercatori dovrebbe essere in grado di osservare il pianeta nove. Potrebbe anche essere già presente nei dati: non l’abbiamo ancora trovato. Si potrebbero testare tutte le possibili orbite, anche se verrà richiesta molta elaborazione. Magari tramite il calcolo distribuito … La ricerca è stata pubblicata nelle Note di ricerca dell’AAS.

Due astronomi sostengono che gli oggetti più lontani nella Cintura di Kuiper siano spinti e tirati dalla gravità del Pianeta Nove, un pianeta gigante in orbita 10 volte più lontano dal Sole del pianeta Nettuno.

Uno studio fattibile

TESS monitora il cielo attraverso quattro telecamere, ciascuna con immagini 24 °  ×  24 °, con 21 Farc1 pixel. Durante la sua missione di due anni, TESS osserva la maggior parte del cielo, entro circa ± 6 ° dall’eclittica. Ogni “settore” viene osservato per due orbite TESS di 13,7 giorni . Nella sua missione estesa, TESS osserverà la maggior parte del cielo, compresi i due terzi dell’eclittica, aumentando la copertura del cielo al ~ 94%.

Le telecamere TESS funzionano in modalità senza otturatore, scattando 2s di esposizione. Questi scatti sono combinati in regioni preselezionate registrate con cadenza di 2 minuti e immagini full frame (FFI) registrate con cadenza di 30 minuti. Il flusso di raggi cosmici riduce il tempo di integrazione FFI effettivo a 1440s.

Gli oggetti deboli possono essere rilevati combinando FFI. Con TESS , il segnale da una sorgente di colore solare con magnitudine C  è , dove exp è il tempo di esposizione, A  = 69 cm 2 è l’area effettiva, 0  = 1,45  ×  10 6  ph s −1  cm −2 , e la banda passante è di 600–1000 nm.

$ S = {t} _ {\ exp} \, A \, {s} _ {0} \ times {10} ^ {- 0.4 {I} _ {C}} $

Stimiamo il rumore come , dove pix è il numero di pixel di apertura, la luce zodiacale è L  ~ 47–135 ph pix −1  s −1 , il numero di letture è r .  A deboli magnitudini, la luce zodiacale è la fonte di rumore dominante. L’apertura è dettata dalla funzione di risposta dei pixel (PRF), con energia assicurata al 90% entro 4 pixel.

$ N = {\ left [S + {n} _ {\ mathrm {pix}} {Z} _ {L} {t} _ {\ exp} + {n} _ {\ mathrm {pix}} {n} _ {r} {R} _ {N} ^ {2} \ right]} ^ {1/2} $$ {R} _ {N} \ sim 10 \, {{\ rm {e}}} ^ {-} / \ mathrm {pix} $

La Figura 1 mostra le curve di efficienza di rilevamento dei risultanti. Combinando ~ 1300 esposizioni da un settore TESS , si ottiene una soglia di rilevazione del 50% di C  ~ 22,0 ± 0,5. TESS osserverà porzioni di cielo per più di 27 giorni, aumentando la profondità.

pianeta nove

Figura 1. In  alto: efficienza di rilevamento prevista , dove , e σ  = 5. Le curve corrispondono ai valori di luce zodiacale di 47, 135 e 270 ph pix −1  s −1 . Il terzo valore raddoppia il valore di luce zodiacale massimo stimato, per tenere conto del rumore non modificato. Assumiamo pix  = 4. In basso: dati TESS differenziali raggruppati attorno alle posizioni previste di (90377) Sedna ( C  ~ 20.2), 2015 BP519 ( C  ~ 21.6) e 2015 BM518 ( $ F = \ tfrac {1} {2} \ left [1.0- \ mathrm {} ERF (X / 2) \ right] $$ X = {n} _ {\ \ sigma} - {\ rm {S}} / {\ rm {N}} $ ~ 21,6), da sinistra a destra. I loro valori S / N sono 11,1  8,7 e 7,3, rispettivamente. Immagini create ed elaborate utilizzando FITSH.

Tracciamento digitale

Le curve nella Figura 1 si applicano anche agli oggetti in movimento. Data un’orbita nota è possibile prevedere la posizione di un oggetto in una serie di SFI TESS sottratte in background e sommare il flusso. La Figura 1 lo mostra per tre TNO.

Per scoprire nuovi oggetti, con traiettorie sconosciute, possiamo provare tutte le possibili orbite ! Ricerche precedenti hanno dimostrato la potenza del “tracking digitale” per rilevare corpi del sistema solare significativamente più deboli dei limiti di esposizione singola.

Si può spostare una serie di immagini per compensare la parallasse. Il movimento corretto rimanente produce quindi traiettorie rette. Spostando le immagini compensate dalla parallasse lungo tutte le velocità lineari plausibili, si può sommare il flusso e cercare picchi significativi nel segnale. Basta solo un’orbita approssimativa . Nel caso di TESS , la dimensione del PRF imposta la precisione con cui il segnale nelle immagini deve essere allineato.

La base di Bernstein & Khushalani ( 2000 ) semplifica una ricerca orbitale esauriente. Bernstein et al lo hanno dimostrato con un sondaggio tramite HST per TNO estremamente deboli. I parametri chiave sono la costante di parallasse γ  = 1 / d per la distanza d , la velocità radiale scalata e le velocità angolari trasversali e . Per intervalli di tempo brevi, .

$ \ punto {\ gamma} = \ punto {d} / d $$ \ dot {\ alpha} $$ \ dot {\ beta} $$ \ dot {\ gamma} \ circa 0 $

La risoluzione del piano del cielo, P , è simile alla scala dei pixel. Il numero di bin di velocità angolare richiesto è

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dove α max è la velocità angolare massima legata, T è l’intervallo delle osservazioni e la risoluzione della velocità angolare è . Il numero di bin distanza è piccola per TESS :

$ {\ rm {\ Delta}} \ dot {\ alpha} \ lesssim P / T $

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Il numero totale di operazioni è

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dove sec è il numero di settori, è il numero di pixel e espande il numero di esposizioni. La ricerca ha richiesto op  ~ 10 16 operazioni.

$ {N} _ {\ mathrm {pix}} \ propto {P} ^ {- 2} $

TESS è in grado di rilevare oggetti in corrispondenza di uno  spostamento minimo di p ~ 5 pixel. L’ipotizzato Pianeta nove, ha una magnitudine prevista di 19 <  V  < 24 aumentando la possibilità che TESS potesse scoprirla!$ d \ lesssim 900 \ left (\ tfrac {5 \, \ mathrm {pix}} {{n} _ {p}} \ right) \, \ mathrm {au} $ . Il rendimento atteso di una ricerca TESS di TNO e centauri sarà oggetto di una futura indagine.

 

Riferimenti e approfondimenti

  1. Batygin K., Adams FC, Brown ME e Becker JC 2019 arXiv: 1902.10103
  2. Bernstein G. e Khushalani B. 2000 AJ 120 3323
  3. Bernstein GM, Trilling DE, Allen RL e altri 2004 AJ 128 1364
  4. Brown ME e Batygin K. 2016 ApJL 824 L23
  5. Fortney JJ, Marley MS, Laughlin G. et al 2016 ApJL 824 L25
  6. Gladman B., Kavelaars JJ, Nicholson PD, Loredo TJ e Burns JA 1998 AJ 116 2042
  7. Gladman B., Kavelaars JJ, Petit J.-M. et al 2001 AJ 122 1051
  8. Holman MJ, Kavelaars JJ, Grav T. et al 2004 Natur 430 865
  9. Holman MJ, Payne MJ, Blankley P., Janssen R. e Kuindersma S. 2018 AJ 156 135
  10. Pál A. 2012 MNRAS 421 1825
  11. Ricker GR, Winn JN, Vanderspek R. e altri 2015 JATIS 1 014003
  12. Sullivan PW, Winn JN, Berta-Thompson ZK e altri 2015 ApJ 809 77
  13. Trujillo CA e Sheppard SS 2014 Natur 507 471

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