Rappresentazione artistica del sistema di quattro stelle del quale fa parte il pianeta PH1b, visibile in primo piano mentre transita davanti alla stella primaria Aa, con la secondaria Ab visibile in alto a sinistra. Sullo sfondo si scorge il secondo sistema binario, formato da una stella di tipo solare e da una nana rossa [Haven Giguere / Yale]

PH1b, il primo pianeta circumbinario in un sistema di quattro stelle

Grazie ai transiti registrati dal telescopio spaziale Kepler, abbiamo scoperto che esistono pianeti anche intorno a sistemi stellari multipli. Un caso particolarmente interessante è quello di PH1b, un pianeta un po’ più grande di Nettuno, che orbita intorno a una coppia di stelle all’interno di un sistema formato da due coppie binarie

Il 2 marzo 2012, Robert Gagliano, un “cacciatore di pianeti” iscritto al sito Planet Hunters, segnalò al forum del progetto il sistema binario KIC 4862625, nel quale aveva notato qualcosa di particolare: nelle curve di luce del secondo e del quarto trimestre di dati prodotti dal telescopio spaziale Kepler, comparivano quelli che sembravano due transiti planetari a distanza di 137 giorni l’uno dall’altro. Il 3 marzo, un altro “cittadino scienziato”, Kian Jek, sollecitato dal post di Gagliano, trovò un terzo possibile transito nella curva di luce del quinto trimestre (lo stesso Kian Jek che aveva partecipato, nel 2011, alla scoperta di Kepler-16b, il primo pianeta circumbinario confermato).

Le segnalazioni partite da Gagliano e Jek sono la prova che gli algoritmi software non sono ancora in grado di sopperire alla capacità di giudizio umana, almeno in un compito complesso come quello richiesto dal progetto collaborativo Planet Hunters. Nel caso specifico, si trattava di scorgere qualcosa che assomigliasse a un transito planetario all’interno di curve di luce naturalmente “incasinate”, come sono quelle prodotte dalle variazioni del flusso luminoso in sistemi binari formati da stelle che si eclissano a vicenda.

I due potenziali transiti planetari nel sistema binario KIC 4862625, poi confermati, scoperti dal “cittadino scienziato” Robert Gagliano il 2 marzo 2012 all’interno del progetto collaborativo Planet Hunters [Megan E. Schwamb et al 2013 ApJ 768 127]

Il sistema binario KIC 4862625 messo sotto la lente

L’input partito da Planet Hunters mise rapidamente in moto gli astronomi professionisti, che cominciarono a scandagliare il sistema binario KIC 4862625 (in seguito rinominato Kepler-64), dispiegando tutta la potenza dei mezzi a disposizione dei grandi istituti di ricerca. A maggio 2012 il sistema fu osservato nel vicino infrarosso con le ottiche adattive del telescopio da 10 metri Keck II, alla ricerca di stelle vicine che potessero aver contaminato le curve di luce prodotte dal telescopio spaziale Kepler. Da aprile ad agosto 2012 fu misurata la velocità radiale, usando lo spettrografo HIRES in combinazione con il telescopio Keck I. A luglio 2012 furono eseguite ulteriori misurazioni della contaminazione luminosa proveniente da altre stelle, grazie al telescopio robotico SARA da 1 metro dell’Osservatorio di Kitt Peak. Tutti i dati così ottenuti, uniti a dati d’archivio provenienti dalla missione Kepler e dalla Two Micron All-Sky Survey (2MASS), furono poi sottoposti a un complicato trattamento statistico-matematico, con lo scopo di ottenere la migliore approssimazione possibile dei parametri stellari e planetari del sistema KIC 4862625.

Il risultato finale di tutto questo lavoro fu uno studio pubblicato il 23 aprile 2013 sull’Astrophysical Journal (“Planet Hunters: A Transiting Circumbinary Planet in a Quadruple Star System”), con prima autrice una ricercatrice post-dottorato dell’Università di Yale, Megan Schwamb. Doverosamente, figuravano tra gli autori anche i due senza affiliazioni universitarie, Robert Gagliano e Kian Jek, al cui spirito di osservazione si deve se la scienza ufficiale decise di trarre il sistema KIC 4862625 fuori dall’oscurità.

Al centro dell’immagine il sistema binario intorno a cui orbita PH1b, ripreso con le ottiche adattive del telescopio Keck II. L’oggetto più debole situato a 0,7 secondi d’arco in direzione sudest si è rivelato essere un secondo sistema binario, legato gravitazionalmente al primo, sia pure in modo debole [Megan E. Schwamb et al 2013 ApJ 768 127]

Le caratteristiche del primo sistema binario

La campagna di ricerca a tappeto condotta dal team della Schwamb produsse i suoi frutti. In primo luogo, confermò le segnalazioni di Gagliano e Jek: sì, quelli erano proprio transiti planetari e intorno a quel sistema binario orbita davvero un pianeta, prima ignoto alla scienza. In secondo luogo, permise di ricavare una mole impressionante di informazioni sul sistema stellare Kepler-64, pur con gli inevitabili margini di errore dovuti ai limiti degli strumenti e dei dati disponibili (è incredibile quante cose si riescano a capire analizzando le curve di luce e gli spettri stellari).

Partiamo dalle due stelle al centro del sistema, indicate nello studio del 2013 con le sigle Aa e Ab. La primaria, Aa, ha le caratteristiche di una stella di classe F. È più grande, più massiccia e più calda del Sole: il raggio è 1,73 ± 0,04 raggi solari (circa 1,2 milioni di km), la massa 1,53 ± 0,09 masse solari, la temperatura effettiva 6.407 ± 150 K. La secondaria, circa 700 volte meno luminosa della primaria, sembra essere una nana rossa di classe M, con raggio pari a 0,38 ± 0,02 raggi solari (circa 263.000 km), massa di 0,41 ± 0,02 masse solari, temperatura effettiva di 3.561 ± 150 K. La separazione tra le due stelle non è tra i dati riportati nello studio, ma deve essere una frazione di unità astronomica, considerando che il periodo orbitale è risultato di 20 giorni esatti più qualche secondo.

L’analisi delle oscillazioni di luminosità della stella primaria, legate probabilmente a cicli di macchie stellari, permise di stabilire che Aa, con un possibile periodo di rotazione di 15,5 giorni, non è bloccata in rotazione sincrona dalla vicina compagna. Ciò depone a favore dell’ipotesi che si tratti di un sistema stellare piuttosto giovane, per il quale gli autori proposero un’età intorno a 2 miliardi di anni. La distanza dalla Terra fu infine stimata in circa 1.500 parsec, pari a poco meno di 5.000 anni luce. Ma i dati più recenti prodotti dal satellite astrometrico Gaia, nel cui catalogo è riportato un angolo di parallasse di 0,4553 millesimi di secondo d’arco, aumentano la distanza a quasi 2.200 parsec, cioè a oltre 7.000 anni luce.

Immagine di KIC 4862625 ottenuta con il telescopio SARA. Il cerchio più interno ha un raggio di 6 secondi d’arco, quello più esterno di 10 [Megan E. Schwamb et al 2013 ApJ 768 127]

Scoperta e parametri del secondo sistema binario

Per determinare con precisione le caratteristiche del pianeta in orbita intorno al sistema binario era intanto necessario quantificare la misura esatta della contaminazione luminosa delle curve di luce di Kepler da parte di sorgenti stellari vicine. Da osservazioni eseguite con i telescopi Keck e SARA emerse che a 0,7 secondi d’arco a sudest del sistema binario Aa e Ab si trovava una coppia di stelle circa cinque volte più fioca della coppia principale. Questa seconda coppia, i cui membri furono denominati Ba e Bb, contribuiva alla luce rilevata da Kepler per una percentuale di circa il 10%. Inoltre, un’altra stella situata a 3 secondi d’arco di distanza contaminava il campo osservato da Kepler per un ulteriore 1%.

Le osservazioni spettroscopiche mostrarono poi che la coppia Ba-Bb aveva la medesima velocità radiale della coppia Aa-Ab: ciò provava che le quattro stelle erano legate gravitazionalmente, formando un unico sistema stellare. La distanza di Ba e Bb dal sistema binario principale fu stimata in circa 1.000 unità astronomiche (mille volte la distanza fra la Terra e il Sole) e la separazione tra Ba e Bb intorno alle 60 unità astronomiche, cioè più o meno il doppio del raggio orbitale di Nettuno. La primaria del secondo sistema binario sembra essere una gemella del Sole, con una massa di 0,99 masse solari e caratteristiche spettrali corrispondenti alla classe G2, la stessa del Sole. La secondaria appare invece come una stella di classe M2, con una massa di circa 0,51 masse solari.

La notevole distanza del secondo sistema binario dal primo sembra escludere la possibilità che in origine le quattro stelle abbiano avuto incontri ravvicinati, anche perché, se ciò fosse avvenuto, il disco protoplanetario da cui si formò il pianeta scoperto intorno al primo sistema binario sarebbe stato sconvolto o disperso, rendendo probabilmente impossibile la formazione di qualsivoglia pianeta.

Il sistema stellare Kepler-64 appare al centro di quest’immagine, tratta dalla survey PanSTARRS1

PH1b, il pianeta circumbinario

La sigla PH1b con cui il pianeta è stato battezzato — in alternativa al nome Kepler-64b adottato dalla NASA— indica che è il primo esopianeta confermato, la cui scoperta si deve al contributo degli utenti del progetto Planet Hunters. PH1b è inoltre il settimo pianeta circumbinario individuato con il metodo del transito (dopo Kepler-16b, Kepler- 34b, Kepler-35b, Kepler-38b, Kepler-47a e Kepler-47b) e il primo in assoluto in un sistema di quattro stelle.

Schwamb e colleghi calcolarono che il pianeta ha un raggio di 6,18 ± 0,17 raggi terrestri, pari a 39.400 ± 1.000 km. Come dimensioni è dunque una via di mezzo tra Saturno e Urano (o Nettuno). È quindi con molta probabilità un gigante gassoso. Poiché la sua presenza non perturba il moto delle due stelle intorno alle quali orbita, è possibile stabilire soltanto un limite superiore per la sua massa: 169 masse terrestri (o, il che è lo stesso, 0,531 masse gioviane). Ciò significa semplicemente che il pianeta non può essere più massiccio di così, altrimenti le misurazioni spettroscopiche della velocità radiale del sistema binario centrale avrebbero mostrato l’effetto della sua attrazione. La sua massa può essere però inferiore e molto probabilmente lo è. Gli autori dello studio stimarono che l’intervallo di masse più ragionevole in rapporto alle dimensioni di PH1b sia tra 20 e 50 masse terrestri.

Il pianeta ha un periodo orbitale di 138,3 giorni e un semiasse maggiore dell’orbita di 0,65 unità astronomiche, pari a una distanza di 97,5 milioni di km dal centro di massa del sistema (poco meno della distanza di Venere dal Sole). Le analisi matematiche indicarono che il periodo e il raggio orbitali sono rispettivamente del 29% e del 18,6% maggiori rispetto ai limiti, al di sotto dei quali l’attrazione delle due stelle avrebbe reso l’orbita del pianeta instabile. I calcoli suggerirono anche che il sistema formato da Aa, Ab e PH1b è stabile nell’arco dei miliardi di anni, essendo trascurabile l’influenza gravitazionale dell’altro e più distante sistema binario.

Quanto, infine, all’abitabilità, le notizie non sono buone. Facendo qualche assunzione sull’albedo (posta simile a quella di Nettuno) e sull’emissività, si ottiene per PH1b una temperatura di equilibrio minima di 524 K e una massima di 613 K: troppo caldo per essere nella zona abitabile. Se anche avesse delle lune rocciose, la radiazione combinata dei due Soli renderebbe impossibile la presenza di acqua liquida alla loro superficie.

La configurazione orbitale del sistema binario intorno al quale orbita il pianeta PH1b, indicato con la lettera ‘b’. I sette transiti registrati all’epoca dello studio erano tutti passaggi sul disco della stella primaria Aa. Sono possibili anche transiti sul disco della stella secondaria Ab, ma solo in prossimità delle quadrature, il che li rende eventi rari. Il piano orbitale di PH1b è inclinato di 2,6 gradi rispetto al piano orbitale del sistema binario [Megan E. Schwamb et al 2013 ApJ 768 127]

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