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Un nuovo pianeta candidato. A soli 4,2 anni luce si chiama Proxima c

Nella famiglia della stella più vicina al Sole potrebbe esserci un secondo esopianeta: Proxima c, con massa pari a quasi 6 volte quella della Terra. Nuove osservazioni di Proxima Centauri, la stella più vicina al Sistema solare, a una distanza di 4,2 anni luce, hanno permesso di rivelare la presenza di un possibile pianeta di piccola massa in orbita a una distanza 1,5 volte maggiore di quella che separa la Terra dal Sole. La scoperta, pubblicata oggi sulla rivista Science Advances, è stata realizzata da un team internazionale di ricercatori guidati da Mario Damasso, dell’Istituto nazionale di astrofisica a Torino, e Fabio Del Sordo, dell’Università di Creta e dell’Istituto di astrofisica del Forth, grazie ai dati raccolti con spettrografi installati in Cile. Rispetto ad altri candidati scoperti attorno a stelle più lontane, Proxima c come è stato battezzato, è un pianeta ideale per essere osservato con tecniche complementari che potranno confermarne l’esistenza nell’immediato futuro.

Proxima Centauri è una stella nana rossa circa otto volte meno massiccia del Sole attorno alla quale nel 2016 è stato scoperto Proxima b, un pianeta probabilmente roccioso in orbita nella fascia di abitabilità. Proxima b è stato rivelato analizzando le velocità radiali della stella ottenute da spettri raccolti con gli spettrografi Uves e Harps installati, rispettivamente, sul Very Large Telescope array a Cerro Paranal e sul telescopio da 3,6 metri a La Silla, entrambi dello European Southern Observatory in Cile. A seguito di questa scoperta ulteriori osservazioni di Proxima sono state effettuate nel 2017 con Harps nell’ambito del progetto Red Dots, con l’obiettivo di studiare più approfonditamente il sistema planetario.

Analizzando anche queste nuove misure, per un totale di circa 17 anni di osservazioni, il team coordinato da Damasso e Del Sordo, che include anche altri ricercatori dell’Inaf di Torino, ha rivelato la presenza di un segnale con periodo di 5,2 anni compatibile con l’esistenza di un secondo pianeta con massa minima circa 6 volte la massa della Terra e con orbita di 1,5 unità astronomiche di raggio – ovvero circa la distanza media tra Marte e Sole.

proxima c

«Secondo la nostra analisi, la presenza del segnale periodico appare molto convincente, e i dati a nostra disposizione non sembrano indicare una chiara causa fisica alternativa alla presenza di un pianeta, anche se ancora non possiamo completamente escludere altre spiegazioni», commenta Damasso. «È   infatti molto difficile rivelare un pianeta con una massa minima relativamente piccola e un periodo orbitale così lungo utilizzando soltanto la tecnica basata sulle velocità radiali. Un segnale come quello che abbiamo trovato potrebbe essere dovuto a un ciclo di attività magnetica di Proxima, che può imitare la presenza di un pianeta. Quindi, per confermare la nostra scoperta, sono necessarie altre osservazioni nel corso dei prossimi anni».

«È un risultato affascinante», aggiunge Del Sordo, «un nuovo tassello che aggiungiamo alla conoscenza del sistema planetario più vicino al nostro. Il segnale che abbiamo trovato è al limite delle capacità strumentali. Nel nostro studio dimostriamo che i dati astrometrici presi dal satellite Gaia avranno un ruolo determinante per confermare l’esistenza del pianeta. La posizione dell’orbita di Proxima c non è facilmente spiegabile con i modelli di formazione ed evoluzione planetaria attualmente disponibili, e quindi si aprono molte domande su come possa essersi formato poco più di 5 miliardi di anni fa».

Il sistema Proxima Centauri

Proxima Centauri è una stella nana rossa di classe spettrale M5 Ve, posta a circa 4,2 al in direzione della costellazione del Centauro; fu scoperta da Robert Innes, direttore dello Union Observatory, in Sudafrica, nel 1915. Parte del sistema di α Centauri, è la stella più vicina al Sole.

Grazie alla sua vicinanza, il suo diametro angolare può essere misurato direttamente; le misurazioni indicano che il suo raggio equivale a circa un settimo di quello solare. La massa equivale a circa un ottavo di quella solare, mentre la densità è quaranta volte superiore a quella del Sole. Sebbene Proxima possieda una luminosità molto bassa, è soggetta a improvvisi e casuali brillamenti, causati dalla sua attività magnetica. Il campo magnetico di questa stella è alimentato dai moti convettivi che avvengono nel suo interno e il brillamento che ne risulta periodicamente genera un’emissione a raggi X simile a quella prodotta dal Sole. La composizione di Proxima, il suo basso tasso di produzione di energia e le sue dinamiche indicano che resterà nella sequenza principale per almeno altri 4 000 miliardi di anni, ossia per circa 300 volte l’età attuale dell’Universo.

Nel 2016 è stato individuato un pianeta potenzialmente dotato di acqua liquida superficiale nella fascia orbitale abitabile. Data la sua natura di nana rossa e di stella a brillamento, la possibilità che sul pianeta possa svilupparsi la vita è ancora da accertare

Proxima Centauri è classificata come una nana rossa, ossia una stella di classe spettrale M (a cui corrisponde un colore rosso) che si trova nella fase di sequenza principale nel diagramma HR; in seguito è stata classificata come M5.5, ossia una nana rossa al limite inferiore di massa. La sua magnitudine assoluta, ossia la magnitudine apparente che la stella avrebbe se posta ad una distanza di 10 pc è 15,5; la sua luminosità totale, comprendendo tutte le lunghezze d’onda, è pari allo 0,17% di quella del Sole, sebbene se osservata alle lunghezze d’onda della luce visibile possieda solo lo 0,0056% della luminosità solare. Oltre l’85% dell’energia irradiata dalla stella si osserva infatti alle lunghezze d’onda dell’infrarosso.

Illustrazione che mostra le dimensioni (da sinistra a destra) del Sole, di α Centauri A, di α Centauri B e di Proxima Centauri
Illustrazione che mostra le dimensioni (da sinistra a destra) del Sole, di α Centauri A, di α Centauri B e di Proxima Centauri

Nel 2002 l’interferometro ottico del Very Large Telescope permise di misurare direttamente il diametro angolare della stella, equivalente a 1,02±0,08 mas; rapportato alla distanza, emerge che il diametro effettivo di Proxima Centauri è circa un settimo di quello solare, cioè una volta e mezzo maggiore di quello di Giove; la massa della stella è stata stimata in appena il 12,3% di quella solare, pari a centoventinove volte quella di Giove. Dato che la densità media di una stella di sequenza principale è inversamente proporzionale alla massa della stella stessa, la densità di Proxima Centauri è comunque maggiore di quella del Sole: 56 800 kg/m³ contro 1 409 kg/m³.

A causa della sua piccola massa, la struttura interna di Proxima è costituita interamente da una zona convettiva, che provoca un movimento di energia dall’interno all’esterno soltanto tramite un movimento fisico del plasma, anziché attraverso una zona radiativa; ciò implica che l’elio prodotto dalla fusione nucleare dell’idrogeno non si accumula nel nucleo, ma viene messo in circolo in tutta la stella. A differenza del Sole, che brucerà soltanto il 10% del suo idrogeno disponibile prima di uscire dalla sequenza principale, Proxima Centauri consumerà quasi totalmente la sua riserva di idrogeno prima di evolvere.

La convezione è associata alla generazione e alla persistenza di un campo magnetico stellare; l’energia magnetica che proviene da questo campo viene rilasciata sulla superficie tramite i brillamenti, che aumentano brevemente la luminosità complessiva della stella. I brillamenti possono far sì che una porzione della superficie della stella possa raggiungere temperature fino a 27 milioni di Km, sufficienti per emettere raggi X.

La cromosfera di questa stella è attiva e il suo spettro mostra una forte linea di emissione tipica del magnesio monoionizzato, alla lunghezza d’onda di 280 nm. Circa l’88% della superficie di Proxima Centauri potrebbe essere attiva, una percentuale molto più alta di quella del Sole quando è al picco del ciclo solare. Anche durante i periodi di quiescenza con pochi o nessun brillamento, quest’attività costante aumenta la temperatura della corona fino a 3,5 milioni di K, mentre quella solare raggiunge al massimo i 2 milioni. Tuttavia, il livello totale di attività di questa stella è considerato relativamente basso rispetto ad altre stelle nane di classe M, che è comunque elevato se rapportato all’età stimata della stella, dato che ci si aspetta che il livello di attività di una nana rossa cali costantemente nel corso dei miliardi di anni, come il tasso di rotazione stellare diminuisce.Da alcuni studi il livello di attività sembrava variare con un periodo di circa 442 giorni, un lasso di tempo più breve del ciclo solare, che dura 11 anni, tuttavia uno studio del 2016 sembra confermare che la stella ha un ciclo simile a quello del Sole, della durata di circa 7 anni.

Proxima Centauri possiede anche un vento stellare, relativamente debole, consistente in non più del 20% del tasso di perdita di materia tipico del vento del nostro Sole. Poiché la stella è molto più piccola del nostro astro, tuttavia, il tasso di perdita per unità di superficie di Proxima Centauri risulta essere in proporzione fino a otto volte più elevato di quello della superficie solare.

Una nana rossa con la massa di Proxima Centauri rimarrà nello stadio di sequenza principale per circa altri quattro bilioni (4 × 1012 ) di anni; come l’abbondanza di elio aumenta a seguito dei processi di fusione dell’idrogeno, la stella diventerà più piccola e più calda, cambiando il suo colore da rosso a blu, diventando così una nana blu evoluta. Quando il suo ciclo vitale sarà quasi al termine, diventerà pure più luminosa, raggiungendo il 2,5% della luminosità solare e riscaldando eventuali corpi orbitanti attorno ad essa per un periodo di diversi miliardi di anni. Una volta che la riserva di idrogeno si sarà esaurita, Proxima Centauri evolverà verso lo stadio di nana bianca (senza passare la fase di gigante rossa), esaurendo progressivamente la sua energia termica.

Ricerca di pianeti abitabili

Massa superiore
limite del compagno
Periodo
orbitale
(giorni)
Separazione
(UA)
Max.
massa
(× Giove)
50 0,13 3,7
600 0,69 8,3
3000 1,00 22

Se un pianeta massiccio orbitasse attorno a Proxima Centauri, la sua presenza disturberebbe il moto della stella ad ogni orbita; se poi il piano orbitale del pianeta non fosse perpendicolare alla linea di vista dalla Terra, questi disturbi causerebbero dei periodici cambiamenti nella velocità radiale della stella. Il fatto che le numerose misurazioni della sua velocità radiale non abbiano indicato alcuno spostamento ha abbassato il limite massimo della massa che un eventuale corpo celeste orbitante attorno alla stella può possedere. Sfortunatamente, il livello di attività della stella aggiunge dei disturbi alle misurazioni della velocità radiale, limitando così le possibilità di trovare dei corpi compagni tramite questo metodo.

Nel 1998, un’indagine di Proxima Centauri tramite lo spettrografo di bordo del Telescopio Spaziale Hubble aveva mostrato delle evidenze di un compagno orbitante attorno alla stella alla distanza di circa 0,5 UA; tuttavia una ricerca successiva utilizzando la Wide Field Planetary Camera 2 non riuscì ad individuare alcun compagno. Proxima Centauri, assieme alle componenti centrali di α Centauri, sono uno dei più probabili obiettivi di una futura missione NASA nota come Space Interferometry Mission, che sarebbe in teoria in grado di individuare dei pianeti con un minimo di tre volte la massa terrestre entro due UA dalla stella madre.

Rappresentazione artistica di una nana rossa. illustrazione NASA.
Rappresentazione artistica di una nana rossa. illustrazione NASA.

Un ipotetico pianeta in orbita attorno ad una nana rossa come Proxima Centauri che sia in grado di ospitare la vita dovrebbe trovarsi molto vicino alla sua stella, dato che la zona abitabile si trova in uno spazio compreso fra 0,023 e 0,054 UA da essa; un pianeta così vicino avrebbe un periodo di rivoluzione molto breve e la sua rotazione sarebbe bloccata dalla forza di marea della stella, costringendolo a mostrare ad ogni rotazione sempre la stessa faccia alla stella stessa (come avviene per la Luna con la Terra). Tuttavia, la presenza di un’atmosfera sarebbe in grado di ridistribuire l’energia ricevuta dalla faccia esposta a quella sempre in ombra.

Mentre alcuni scienziati affermano che la variabilità di Proxima Centauri potrebbe costituire un ostacolo alla presenza di un’atmosfera in un pianeta della fascia abitabile, altri sostengono che questo problema può essere aggirato. Infatti, una forte ondata di particelle cariche proveniente da un brillamento della stella sarebbe in grado di strappar via l’atmosfera di un eventuale pianeta molto vicino; tuttavia, se il pianeta possedesse un campo magnetico questo sarebbe in grado di deviare le particelle lontano dall’atmosfera. Anche se il pianeta possedesse una bassa velocità di rotazione mostrando sempre la stessa faccia alla stella, questa sarebbe tuttavia in grado di generare un campo magnetico, almeno finché la parte interna del pianeta resterà allo stato fuso.

Altri scienziati, specialmente i sostenitori dell’ipotesi della rarità della Terra, non concordano sul fatto che eventuali pianeti delle nane rosse possano ospitare la vita; la rotazione marealmente bloccata potrebbe generare un momento magnetico planetario relativamente debole, comportando una forte erosione atmosferica a causa delle forti espulsioni di massa coronali di Proxima Centauri.

Scoperta di Proxima b

Dopo tre anni di misure della velocità radiale della stella attraverso lo spettrografo HARPS, il 24 aprile del 2016 è stata annunciata la scoperta di un pianeta extrasolare, Proxima Centauri b (o Proxima b) avente una massa stimata di (1,27 ± 0,18) M e che orbita nella zona abitabile di Proxima Centauri in poco più di undici giorni.

Pianeta Massa Periodo orb. Sem. maggiore Eccentricità Scoperta
b (1,27 ± 0,18) M 11,186 giorni 0,05 UA sconosciuta 2016

INAF – Proxima b, un’altra Terra a 4.2 anni luce da noi

Scoperta di Proxima c: complementi e risultati

E’ stato analizzato analizzato il set di dati RV ampliato che copre ~ 17 anni eseguendo analisi Monte Carlo (MC) in un quadro bayesiano utilizzando modelli basati sulla regressione del processo gaussiano (GP), come descritto in dettaglio nei materiali supplementari. Inizialmente, il nostro modello includeva solo l’equazione orbitale del pianeta Proxima b combinata con il termine GP che descriveva il contributo di attività stellare ai camper. I valori di adattamento ottimale dei parametri del modello a un pianeta sono indicati nella tabella S1. Quindi, abbiamo sottratto dalla serie temporale RV completa la soluzione più adatta per il pianeta b (orbita eccentrica), un termine di accelerazione secolare e gli offset RV (quindi, senza rimuovere alcun segnale correlato all’attività), e abbiamo analizzato il Lomb generalizzato -Scargle (GLS) periodogram dei residui di camper. Abbiamo trovato un picco chiaro con la massima potenzaP ∼1907 giorni, con una probabilità di falso allarme dello 0,01% derivata da un’analisi bootstrap (con sostituzione) di 10.000 campioni RV generati casualmente ( Fig. 1 ).

proxima c
Fig. 1 Analisi di frequenza dei residui di camper.

In alto: residui RV dopo aver sottratto dall’insieme di dati originale il segnale spettroscopico indotto da Proxima b, gli offset strumentali e un termine di accelerazione secolare, come montato da un modello globale che include un termine quasi periodico GP e solo l’equazione orbitale eccentrica per Proxima b . I residui includono ancora un termine di attività stellare. La linea rossa corrisponde alla sinusoide più adatta derivata da GLS ( P = 1907 giorni). Centro e fondo: periodogrammi GLS e BGLS dei residui. Per il periodogramma GLS, abbiamo calcolato le soglie di probabilità di falsi allarmi, indicate da linee orizzontali tratteggiate, attraverso un’analisi bootstrap. Per chiarezza, il grafico dell’inserzione mostra una vista ingrandita della regione a bassa frequenza, con il picco più alto in P= 1907 giorni contrassegnati da una linea tratteggiata verticale. Il secondo picco più alto in entrambi i periodogrammi si verifica a P ~ 307 giorni, che è l’alias di 1 anno del segnale planetario candidato. In basso: funzione finestra delle serie temporali camper. Il grafico dell’inserzione mostra una vista ingrandita della regione a bassa frequenza, con il periodo P = 1907 giorni contrassegnato da una linea verticale tratteggiata.

Evoluzione del segnale a lungo termine nel tempo

Prima di indagare in dettaglio la natura di questo segnale, ne abbiamo verificato l’evoluzione e la stabilità nel tempo analizzando il periodogramma di Bayesian GLS (SBGLS) impilato dei residui RV a un pianeta (mostriamo il periodogramma BGLS dell’intero set di dati in Fig 1 ). SBGLS (disponibile online sulla pagina Web https://anneliesmortier.wordpress.com/sbgls/ ) ci consente di verificare la variabilità e l’incoerenza con il tempo di un segnale: entrambe le proprietà dovrebbero essere rilevate se dovute all’attività stellare— mentre calcola periodogrammi BGLS per sottoinsiemi di dati RV aggiungendo in sequenza un punto dati per volta, fino a quando l’intero insieme di dati non viene analizzato. Mostriamo il periodogramma SBGLS per i residui di camper in Fig. 2. Si può vedere che il segnale a lungo termine sta emergendo dopo ~ 170 misurazioni RV. Notiamo che il segnale che appare a P ~ 307 giorni è l’alias di 1 anno del segnale di ~ 1900 giorni, il cui significato diminuisce dopo le misurazioni di N ~ 260 RV, mentre quello del segnale di ~ 1900 giorni aumenta. Dal logaritmo delle probabilità posteriori, possiamo calcolare la probabilità relativa dei due picchi nel periodogramma BGLS per l’intero set di dati RV. Troviamo che il periodo del segnale del pianeta candidato è almeno ∼10 13 volte (log [ 1 / 2 ] ∼ 13) più probabile del seguente picco più alto. Il pannello inferiore della Fig. 2 mostra l’evoluzione, con il crescente numero di RV nel tempo, dei valori del periodo orbitale, semi-ampiezza e fase del segnale planetario candidato, ottenuti da un adattamento dei minimi quadrati (notiamo che il contributo dell’attività stellare non è stato rimosso da questi camper). Vediamo, in particolare, che la semi-ampiezza e la fase del segnale a lungo termine rimangono costanti all’interno delle barre di errore, indicando che è stabile e coerente nel tempo per misurazioni N > 180.

proxima c
Fig. 2 Stabilità e coerenza del segnale a lungo termine nei camper.

In alto: periodogrammi SBGLS dei residui RV (stessi dati di Fig. 1 ). Al centro: vista ingrandita del grafico in alto, a partire dalla 150 ° misurazione del camper. La linea tratteggiata verticale segna il periodo orbitale P ~ 1900 giorni del pianeta candidato per guidare l’occhio. In basso: evoluzione del periodo orbitale, semi-ampiezza e fase del segnale del pianeta candidato con un numero crescente di punti RV, calcolati da GLS con un adattamento dei minimi quadrati.

Abbiamo anche studiato la questione se solo un set di dati (HARPS o UVES) contribuisca principalmente alla comparsa del segnale di 001900 giorni e abbiamo verificato come cambiano i periodogrammi rimuovendo gruppi di dati dall’analisi. Abbiamo calcolato i periodogrammi SBGLS per quattro sottoinsiemi di dati e i risultati sono mostrati in fig. S1. Sebbene entrambi i set di dati coprano l’intervallo di tempo del segnale proposto, notiamo che dopo aver escluso il set di dati UVES (pannello A), il segnale planetario candidato non emerge chiaramente solo con i dati HARPS. Questo risultato potrebbe essere influenzato dal fatto che il solo set di dati UVES copre un arco di tempo di ~ 2500 giorni, che è più lungo del segnale di ~ 1900 giorni in esame, e dalla maggiore precisione dei camper UVES rispetto a quella di HARPS ( mediana σ RV= 0,6 e 1,3 m / s, rispettivamente). Tuttavia, data la relativa non uniformità dei set di dati HARPS, abbiamo studiato la sensibilità del segnale ai diversi set di dati HARPS e abbiamo scoperto che il segnale viene rilevato (fig. S1) senza includere i dati HARPS del 2016 (pannello B, dove ~ 1900- il periodo del giorno è il più significativo) e, con maggiore probabilità, escludendo i dati del 2017 (riquadro C, la probabilità è simile a quella dell’alias a 1 anno a 307 giorni) o quelli raccolti nell’intervallo di tempo 2011-2014 (riquadro D ). Insieme, questi risultati indicano che il segnale con un periodo di ~ 1900 giorni appare significativo nei nostri dati.

Modellazione di camper con attività e segnali planetari

Abbiamo studiato la natura di questo segnale introducendo una seconda equazione orbitale nel modello globale (GP + Keplerians) ed eseguendo una nuova analisi. Come prima corsa esplorativa, abbiamo adottato priori di grandi dimensioni uniformi sul periodo orbitale del secondo Kepleriano (da 20 a 6500 giorni, il limite superiore corrispondente quasi al lasso di tempo dei dati) e sugli iperparametri GP λ (da 0 a 10.000 giorni) e θ (da 70 a 100 giorni), che rappresentano rispettivamente la scala temporale evolutiva delle regioni stellari attive e il periodo di rotazione stellare.

Questa analisi ha mostrato che la maggior parte dei campioni si è accumulata attorno al periodo orbitale c∼1900 giorni (fig. S2), a conferma degli esiti dei periodogrammi GLS / BGLS; cioè, l’esistenza nei dati di un secondo segnale coerente, come mostrato dall’esistenza di soluzioni ben localizzate per il tempo della congiunzione inferiore c, congi , ciascuna spaziata di ~ 1900 giorni. La semi-ampiezza più adatta dell’orbita Kepleriana aggiuntiva è c ∼1,3 ms −1eb=0.17+0.120.10ec=0.41+0.340.26<0,58 al livello di confidenza del 68,3%) rispettivamente per le eccentricità dei pianeti bec. Entrambi hanno un livello di significatività inferiore alla soglia 2.45σ derivata in; quindi, i risultati non ci consentono di limitare le eccentricità. Inoltre, il confronto delle evidenze bayesiane non favorisce il modello eccentrico [ln (Z circ / Z ecc ) ∼ +0.8]; pertanto, si può presumere che le orbite siano circolari in base ai nostri dati. Tuttavia, notiamo che la mediana dei posteriori per b è uguale al massimo valore a posteriori, suggerendo una reale eccentricità diversa da zero per il pianeta b, e che la nostra stima b = 0.17 non è troppo diversa da bPc=1900+9682Teq=39+1618).

Notiamo che l’evidenza bayesiana non favorisce il modello circolare a due pianeti rispetto al modello circolare a un pianeta quando viene adottato un precedente molto più grande di c [? (20–6500) giorni]. In tal caso, Δln Z∼ −5,8. La sensibilità dell’evidenza statistica dalla scelta dell’intervallo precedente per cimplica che i dati pongono vincoli deboli sulle evidenze del modello e che sono necessarie ulteriori osservazioni nei prossimi anni per coprire più orbite del compagno candidato e rendere le statistiche bayesiane meno dipendenti dall’intervallo precedente in un quadro GP. Tuttavia, come discusso in precedenza, l’esistenza del segnale di ~ 1900 giorni nel nostro set di dati attuale sembra giustificata. Mostriamo in fig. S4 la soluzione più adatta per il termine di attività stellare montato dalla regressione GP. Tabella 1 Risultati dell’analisi di regressione GP applicata ai camper, comprese due equazioni orbitali circolari e alla fotometria ASAS.

proxima c
Fig. 3 Orbite spettroscopiche piegate in fase per Proxima b e c.

In alto: curve RV di Proxima b e del pianeta candidato Proxima c, piegate in fase ai periodi orbitali elencati nella Tabella 1 . Le curve rosse rappresentano le soluzioni orbitali più adatte, mentre i punti rossi sono valori RV con fasi di fase. In basso: distribuzioni del numero di misurazioni lungo le orbite dei pianeti .

Abbiamo anche testato un modello più complesso che includeva un’orbita Kepleriana circolare aggiuntiva, con il periodo orbitale di un possibile terzo compagno esplorato fino a 1600 giorni (usando priori uniformi sia in scala lineare che logaritmica). Non abbiamo trovato prove di alcun segnale aggiuntivo significativo nei dati. Notiamo solo che il posteriore per il periodo orbitale per il terzo Kepleriano dà suggerimenti per un segnale a ∼240 giorni, che abbiamo anche rilevato nel periodogramma dei residui di camper (dopo aver rimosso solo i segnali dei due pianeti; vedi fig. S4 ) e quello dell’indicatore di attività Hα (vedere la sezione successiva).

Inoltre, abbiamo anche usato un modello diverso basato sulla somma dei sinusoidi per trattare l’attività stellare. Dettagli e risultati sono descritti nei Materiali supplementari.

Il segnale planetario candidato è effettivamente collegato all’attività stellare?

Per indagare se il segnale può essere attribuito a un compagno planetario, o è probabilmente dovuto a un ciclo di attività magnetica stellare a lungo termine, abbiamo cercato dati ausiliari per prove di una periodicità vicino a ~ 1900 giorni. Il miglior set di dati per il nostro scopo è rappresentato dalla curva di luce in banda V ASAS-3 – ASAS-4, analizzata per la prima volta. In questo lavoro, abbiamo utilizzato un set di dati più ampio, come dettagliato nei Materiali supplementari, che ora copre 6688 giorni. Questa curva di luce ASAS molto estesa rappresenta un set di dati inestimabile, perché consente di studiare l’evoluzione fotometrica dell’attività di Proxima per quasi tutto l’arco temporale dei camper. Le serie temporali fotometriche ASAS sono mostrate nella Figura 4 (in alto). Rispetto ai dati analizzati , si osserva un aumento della luminosità della stella a partire dall’epoca HJD 2.457.500.

Abbiamo rivalutato la periodicità media del ciclo di attività identificato con la curva della luce più vecchia (2576 ± 52 giorni) eseguendo un adattamento MC, che tiene conto sia delle modulazioni del ciclo di attività rotazionale che a lungo termine. Abbiamo usato un modello composto da due funzioni sinusoidali (una che modella la rotazione e una che modella il ciclo di attività) e di un termine quadratico per modellare la tendenza a lungo termine vista in Fig. 4 . Per il periodo di rotazione rot , abbiamo usato un’uniforme precedente nell’intervallo da 80 a 90 giorni, mentre per il periodo medio del ciclo di attività act. cicloPact.cycle=2382+4744Pc=1900+9682giorni) di 482 ± 107 giorni, ovvero i due periodi differiscono di 4.5σ. Anche se questi risultati potrebbero essere influenzati dal diverso campionamento dei set di dati, il set di dati ASAS attualmente disponibile indica che il periodo del nostro segnale planetario candidato è significativamente distinto da quello del ciclo di attività; pertanto, attualmente non supporta l’interpretazione del segnale di ∼1900 giorni in termini di attività stellare.

Questa conclusione ha certamente bisogno di una conferma più solida attraverso un follow-up fotometrico esteso nei prossimi anni. Abbiamo anche effettuato un’analisi di regressione GP della curva della luce ASAS adottando lo stesso kernel quasi periodico utilizzato per le serie temporali di camper e priori di grandi dimensioni ( Tabella 1), senza includere altri termini nel modello. I nostri risultati mostrano che il periodo di rotazione stellare θ è ben recuperato e la scala temporale delle correlazioni λ raggiunge un valore vicino a quello stimato per i camper. Ciò suggerisce che la fotometria e i camper contengono segnali quasi periodici relativi all’attività con proprietà simili, e ciò è particolarmente suggestivo considerando che i set di dati hanno lunghezza, intervallo di tempo e campionamento diversi.

proxima c
Fig. 4 Analisi della curva della luce di Proxima Centauri.

In alto: curva luminosa ASAS di Proxima (punti grigi). La curva rossa rappresenta il nostro modello più adatto dei dati fotometrici, che comprende due sinusoidi (per le modulazioni del ciclo di rotazione e attività) e un termine quadratico per tener conto dell’aumento della luminosità particolarmente evidente dopo l’epoca HJD 2.457.500. In basso: la curva della luce ASAS, dopo aver rimosso il segnale di rotazione di 83 giorni e la tendenza quadratica a lungo termine, è stata piegata nel periodo più adatto del ciclo di attività. La sinusoide che si adatta meglio al ciclo di attività è rappresentata dalla curva rossa. L’epoca corrispondente alla fase 0 è HJD 2.458.049,79

Collins et al . analizzato 13 anni di osservazioni spettroscopiche e fotometriche e derivato 82,1 giorni per il periodo di rotazione stellare di Proxima in base all’indice di attività Hα, in accordo con il periodo di 83 giorni calcolato con la fotometria Hubble Space Telescope (HST) e confermato. Robertson et al . non ha trovato nulla di rilevante su scale temporali più lunghe, probabilmente a causa della natura stocastica dell’attività di microfilatura di Proxima, che domina l’emissione della linea Hα e rende l’analisi di questo indice molto complessa nel dominio del tempo, come già indicato fuori.

Abbiamo eseguito un’analisi della diagnostica dell’attività estratta dagli spettri UVES e HARPS per cercare prove di un ciclo di attività a lungo termine e correlazioni con le serie temporali di camper che potrebbero spiegare il segnale planetario candidato in alternativa in termini di attività. Per quanto riguarda gli indici derivati ​​dalle linee di emissione cromosferiche, consideriamo qui solo quello derivato dalla linea Hα (vedi Materiali e metodi), per cui l’S / N mediano è 52 rispetto a un S / N mediano di 0,5 dell’indice basato sul CaII Linee H + K. La Figura S5 mostra le serie temporali dell’indice Hα, il periodogramma GLS e i diagrammi di correlazione con i residui RV (dopo aver sottratto dal set di dati originale il segnale spettroscopico indotto da Proxima b, gli offset strumentali e un termine di accelerazione secolare, includendo quindi ancora segnali relativi all’attività).

Il picco principale nel periodogramma si verifica a 236 giorni e non viene rilevato alcun ciclo di attività a lungo termine, né nel set di dati originale né nei residui dopo il pre-sbiancamento dei dati sottraendo il segnale di 236 giorni. Lo stesso risultato si ottiene analizzando solo i dati estratti dagli spettri HARPS. La correlazione tra l’indice Hα e i residui RV non è significativa sia per i set di dati completi UVES + HARPS sia per i soli dati HARPS (i coefficienti di correlazione di Spearman sono ρ = 0,20 e ρ = 0,23, rispettivamente).

Molto recentemente, Pavlenko et al . analizzato le variazioni temporali di alcune linee di emissione cromosferiche dagli stessi spettri ottici HARPS del nostro campione. La loro analisi si è concentrata sulle larghezze e sui profili pseudo-equivalenti delle linee di emissione e hanno scoperto che tutte le linee mostrano una variabilità temporale breve (almeno 10 min). Non riportiamo cicli di attività a lungo termine rilevati nelle serie temporali degli indici analizzati. Abbiamo calcolato il periodogramma GLS del loro set di dati dell’indice Hα (dopo aver rimosso cinque valori anomali) e abbiamo scoperto che il picco principale si trova a 234 giorni, senza prove di segnali significativi con lunghi periodi, vale a dire un risultato molto simile a quello ottenuto con il nostro set di dati .

In conclusione, la nostra analisi della diagnostica dell’attività, come i set di dati fotometrici di intervallo di tempo lungo e l’indice Hα, non ha rivelato l’esistenza di una periodicità simile a quella del nostro pianeta candidato di 5,2 anni e di correlazioni che spiegherebbero il segnale di lungo periodo rilevato nel set di dati RV appena estratto in termini di attività stellare. Pertanto, affermiamo al meglio delle nostre conoscenze che il segnale potrebbe essere dovuto a un pianeta aggiuntivo nel sistema, Proxima c. Tuttavia, la mancanza di correlazione tra indice Hα e camper non esclude del tutto che il segnale di ~ 1900 giorni sia collegato all’attività.

Tuttavia, poco si sa sull’impatto dei cicli di attività sulle misurazioni RV per nani freddi che ruotano lentamente come Proxima. Inoltre, poiché il significato statistico del nostro modello di pianeti GP + 2 non è elevato con l’attuale set di dati, e a causa del lungo periodo e della piccola semi-ampiezza del segnale, la sua vera natura deve essere ulteriormente studiata con ulteriori approfondimenti RV e follow-up fotometrici, utilizzando modelli alternativi e metodi di analisi dei dati per trattare l’attività stellare e con diversi tecniche di rilevazione. Come mostreremo nella prossima sezione, ci si aspetta che un contributo decisivo a questo riguardo provenga dalle osservazioni astrometriche di Gaia.

Discussione

Proxima è stata osservata con Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) a una lunghezza d’onda di 1,3 mm da Anglada et al , che ha segnalato l’esistenza di una fonte sconosciuta a una distanza prevista di circa 1,2 secondi d’arco dalla stella (equivalente a 1,6 UA). Notiamo qui la somiglianza del nostro asse semi-maggiore orbitale derivato del pianeta candidato con quello determinato per la fonte puntuale nelle loro immagini ALMA. Tuttavia, Anglada et al . non poteva escludere la possibilità che fosse una galassia di fondo o un fenomeno transitorio. L’imaging ALMA potrebbe confermare l’esistenza di Proxima c se la fonte secondaria da 1,3 mm è confermata: in questo senso, le osservazioni di follow-up ALMA saranno essenziali. Viene anche menzionata la possibile esistenza di una cinghia per polveri fredde a ∼30 UA, con un’inclinazione di 45 °. Se Proxima orbita sullo stesso piano, la sua massa reale sarebbe c = 8,2  ed entrambi i pianeti del sistema rientrerebbero nel raggio di super-Terre, rendendo Proxima il sistema più vicino di più super-Terre al Sole.

Considerazioni sulla formazione e l’evoluzione del pianeta

L’esistenza di Proxima c è estremamente significativa per i modelli di formazione dei pianeti. Questo pianeta sarebbe quello con il periodo più lungo e una massa minima nel regime della super-Terra attualmente rilevata con la tecnica RV attorno a una stella a bassa massa (fig. S6). Sarebbe anche il primo a una distanza dalla stella madre molto più grande della posizione originale prevista della linea nevosa nel disco protoplanetario, che era entro 0,15 UA (vedi i Materiali Supplementari per una discussione dettagliata). Le osservazioni di microlensing hanno suggerito l’esistenza di super-terre a distanze di ∼1 UA da 0,1 M ⊙stelle (ad es. MOA ‑ 2010-BLG-328L b) ma con grandi incertezze.

È improbabile che Proxima c sia stato espulso durante un’instabilità del sistema planetario da una posizione iniziale molto più vicina alla stella, perché la sua orbita è coerente con una circolare e per l’assenza di pianeti più massicci su una distanza orbitale più breve. La formazione di una super-Terra ben oltre la linea di neve sfida i modelli di formazione secondo i quali la linea di neve è un punto dolce per l’accrescimento delle super-Terre, a causa dell’accumulo di solidi ghiacciati in quella posizione, o suggerisce che il disco protoplanetario era molto più caldo di quanto si pensasse. Il pianeta è abbastanza grande rispetto alla stella centrale da aver aperto un gap relativamente profondo nel disco protoplanetario e migrato in modalità di tipo II. Secondo Kanagawa et al , il suo calendario di migrazione sarebbe stato di 1 milione di anni (cfr. I materiali supplementari).

Pertanto, il pianeta potrebbe essersi formato alcune volte la sua distanza attuale. Questo può essere collegato con un possibile anello interno da 1 a 4 UA, proposto da dati ALMA da 1,3 mm, sebbene discusso. Noi ipotizziamo che questo anello interno possa essere dovuto alla polvere prodotta dai planetesimi raggruppati in una delle risonanze di movimento medio interiore del pianeta. Questo raggruppamento potrebbe essere avvenuto durante la migrazione verso l’interno del pianeta. A questo proposito, nuove osservazioni con ALMA saranno fondamentali per la caratterizzazione del sistema.

Il ruolo cruciale dell’astrometria di Gaia

Un ruolo importante nel confermare l’esistenza di Proxima c sarà svolto dall’astrometria spaziale. Utilizzando il catalogo Hipparcos e Gaia DR2, Kervella et al . ha rilevato un’anomalia (cioè una deviazione da un moto tangenziale puramente lineare) nella velocità tangenziale di Proxima significativa a un livello di 1,8σ. Se confermato, questo è compatibile con l’esistenza di un pianeta con massa reale da ~ 10 a 20  ad una distanza di ~ 1 a 2 UA [vedere la figura 14. Notiamo che le nostre stime per la massa minima e il raggio orbitale del pianeta candidato Proxima c sono in buon accordo con gli intervalli calcolati in. Una stima indipendente della corretta variazione di movimento di Proxima tra le epoche di Hipparcos e Gaia DR2 si trova, il che conferma l’esistenza di un’anomalia significativa a un livello di 5,3σ.

Per supportare ulteriormente la presenza della corretta anomalia del movimento, abbiamo calcolato il parametro Δ Q tra i movimenti propri di Ipparcos e Gaia, come definito nell’equazione 10. Abbiamo trovato Δ Q = 19, che indica una deviazione significativa dal moto proprio tangenziale lineare tra le due epoche. Per valutare se questa anomalia può essere spiegata dal solo pianeta candidato, abbiamo eseguito un’analisi Monte Carlo della catena di Markov della variazione di movimento corretta osservata, come calcolata, adattando l’inclinazione orbitaleie la longitudine del nodo ascendente Ω, mantenendo fissi i parametri orbitali derivati ​​dai camper. A causa delle poche misurazioni disponibili e della grande differenza tra le precisioni dei movimenti propri di Ipparcos e Gaia (quasi un ordine di grandezza), non possiamo ancora affermare se il Δμ osservato sia dovuto a Proxima c, sottolineando la necessità di misurazioni a epoche multiple per eventualmente giungere ad un’analisi conclusiva.

αsin ic=167+4746 μcome), Gaia da sola dovrebbe rilevare chiaramente il segnale astrometrico del pianeta candidato alla fine della missione nominale di 5 anni, tanto più nel caso di un angolo di inclinazione reale significativamente inferiore a 90 °. Proxima è una delle pochissime stelle nel cortile del Sole per la quale Gaia da sola potrebbe essere sensibile a un compagno planetario di separazione intermedia nel regime di massa della super-Terra. Abbiamo condotto un esperimento numerico dettagliato che combina i camper disponibili con osservazioni Gaia sintetiche, ma realistiche, di Proxima più della missione nominale di 5 anni (vedi i materiali supplementari), che abbraccia quasi un’orbita del pianeta c.

Supponendo i parametri orbitali derivati ​​dall’analisi RV, abbiamo esplorato la gamma di inclinazioni consentite (e quindi i valori di massa effettivi per Proxima c) compatibili con i limiti superiori di 1σ da 0,1 a 0,2J . I risultati dell’analisi ( Fig. 5 ) indicano che la massa reale di Proxima c dovrebbe essere misurabile con una precisione tipica del 17% solo con l’astrometria, mentre la combinazione di astrometria con camper aumenta la precisione al 5%. Dalle simulazioni, deduciamo che la soluzione combinata RV + astrometria consentirà una ricostruzione molto accurata dell’intero set di elementi orbitali di Proxima c. Notiamo che questi risultati dovrebbero essere considerati come uno scenario ottimale, a condizione che le prestazioni astrometriche per misurazione Gaia siano quelle attese su una stella con magnitudine di Proxima nella banda G ( G= 8.9 mag). Dati i risultati incoraggianti, anche in caso di precisione degradata, Gaia dovrebbe svolgere un ruolo cruciale per la migliore caratterizzazione di Proxima c.

proxima centauri

Fig. 5 Risultati dell’analisi combinata dei set di dati astrometrici e RV.

Sinistra: vera massa di Proxima c rispetto al seno dell’inclinazione orbitale, ottenuta dalle simulazioni astrometriche. La linea nera è la soluzione esatta simulata, i punti blu rappresentano i valori derivati ​​dalla sola astrometria Gaia, mentre i punti rossi sono i valori derivati ​​dalla combinazione dell’astrometria Gaia con le velocità radiali. A destra: deviazione frazionaria della massa reale (definita come la differenza tra le masse simulate e recuperate per Proxima c divisa per il valore simulato) rispetto al seno dell’inclinazione orbitale.

Considerazioni finali

La precisa stima della massa consentirà, a sua volta, di risolvere, almeno in parte, importanti degenerazioni del modello nelle previsioni della luminosità apparente di Proxima c nella luce visibile riflessa a causa della geometria dell’orbita, della massa del compagno, dell’età del sistema, della fase orbitale, della copertura nuvolosa, della dispersione meccanismi e grado di polarizzazione. Il contrasto di flusso tra Proxima c e la stella madre per l’emissione termica e per la luce riflessa è compreso tra 10 −8 e 10 −9 , a seconda dell’albedo geometrico. Questi valori vanno oltre le capacità degli strumenti attualmente disponibili per l’imaging diretto, ma, data l’apparente massima separazione di arc1 arc sec, la futura strumentazione di imaging ad alto contrasto [simile a quella sull’European Extremely Large Telescope, tra le altre strutture terrestri e spaziali] sarà in grado di osservare l’oggetto per gran parte della sua orbita. La soluzione combinata RV + di astrometria renderà quindi possibili previsioni dettagliate sulle effemeridi per ottimizzare la pianificazione e l’interpretazione delle misure di follow-up / caratterizzazione di Proxima c con tale strumentazione. Sebbene Proxima c rappresenti un obiettivo molto impegnativo per la combinazione SPHERE + ESPRESSO prevista per rilevare l’atmosfera di Proxima b con imaging ad alto contrasto, sarà l’obiettivo più attraente per aggregati simili di strumenti montati su telescopi estremamente grandi.

Riferimenti e approfondimenti

  1. EN) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars, Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5.
  2. (EN) Robert G. Aitken, The Binary Stars, New York, Dover Publications Inc., 1964.
  3. A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte, Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5.
  4. M. Hack, Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell’Universo, Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6.
  5. C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7.
  6. J. C. LurieT. J. Henry, The Solar neighborhood. XXXIV. A search for planets orbiting nearby M dwarfs using astrometryAstron. J. 14891 (2014)
  7. D. Mesa, A. Zurlo, Upper limits for mass and radius of objects around Proxima Cen from SPHERE/VLTMon. Not. R. Astron. Soc. 466L118L122 (2017).
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