Nuove osservazioni ESO di L98-59, mostrano un eso-pianeta roccioso di massa pari alla metà di Venere.

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Aggiornato il 06/08/2021

IL SISTEMA di L98-59

Un'equipe di astronomi ha utilizzato il Very Large Telescope (VLT) dell'Osservatorio Europeo Australe (ESO) in Cile per gettare nuova luce sui pianeti attorno a una stella vicina, L 98-59, simili a quelli del Sistema Solare interno. 

Tra i risultati: 

 - un pianeta L98-59a con la metà della massa di Venere, l'esopianeta più leggero mai misurato con la tecnica della velocità radiale.

 - un mondo oceanico L98-59d.

 - un possibile pianeta nella zona abitabile L98-59f.

"Il pianeta che si trova nella zona abitabile potrebbe avere un'atmosfera per proteggere e sostenere la vita", afferma María Rosa Zapatero Osorio, astronoma del Centro di Astrobiologia di Madrid, in Spagna, e autrice dello studio pubblicato su Astronomy & Astrophysics, ad agosto 2021.

Questi risultati sono un passo importante nella ricerca di vita sui pianeti delle dimensioni della Terra al di fuori del Sistema Solare. La scoperta di tracce biologiche su un esopianeta dipende dalla capacità di studiarne l'atmosfera, ma i telescopi attuali non sono abbastanza grandi da raggiungere la risoluzione necessaria per farlo per piccoli pianeti rocciosi. 

Il sistema planetario appena studiato, chiamato L 98-59 dalla sua stella, è un obiettivo interessante per future osservazioni dell'atmosfera degli esopianeti. Orbita intorno a una stella distante solo 35 anni luce da noi e ora si è scoperto che ospita pianeti rocciosi, come la Terra o Venere, abbastanza vicini alla stella da non essere ghiacciati.

Con il contributo del VLT dell'ESO, l'equipe è stata in grado di dedurre che tre dei pianeti potrebbero contenere acqua nel sottosuolo o nell'atmosfera. I due pianeti più vicini alla stella nel sistema L 98-59 sono probabilmente asciutti, anche se non è escluso che abbiano piccole quantità di acqua, mentre fino al 30% della massa del terzo pianeta L98-59d potrebbe essere composto di acqua, rendendolo un mondo oceanico.

Inoltre, l'equipe ha scoperto in questo sistema planetario alcuni esopianeti "nascosti" che non erano stati precedentemente individuati. Hanno scoperto un quarto pianeta e sospettano l'esistenza di un quinto, in una zona alla giusta distanza dalla stella affinché l'acqua possa rimanere liquida in superficie. "Abbiamo indizi della presenza di un pianeta terrestre nella zona abitabile di questo sistema", spiega Olivier Demangeon, ricercatore presso l'Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Università di Porto in Portogallo e autore principale del nuovo articolo.

Lo studio rappresenta una vera svolta dal punto di vista tecnico, poiché gli astronomi sono stati in grado di determinare, utilizzando il metodo della velocità radiale, che il pianeta più interno del sistema ha solo la metà della massa di Venere. 

Questo lo rende l'esopianeta più leggero mai misurato con questa tecnica, che calcola l'oscillazione della stella causata dalla minuscola attrazione gravitazionale dei vari pianeti in orbita.

Per analizzare L 98-59, l'equipe ha utilizzato lo strumento ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations) installato sul VLT dell'ESO. "Senza la precisione e la stabilità fornite da ESPRESSO questa misurazione non sarebbe stata possibile", afferma Zapatero Osorio. "Questo è un passo avanti nella nostra capacità di misurare la massa dei pianeti più piccoli al di là il Sistema Solare".

Gli astronomi hanno individuato per la prima volta tre dei pianeti di L 98-59 nel 2019, utilizzando il satellite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) della NASA, che si basa su una tecnica chiamata metodo del transito - in cui la diminuzione della luce della stella, causata da un pianeta che le passa davanti, viene utilizzato per dedurre le proprietà del pianeta - per trovare i pianeti e misurarne le dimensioni. Tuttavia, è stato solo con l'aggiunta delle misurazioni della velocità radiale effettuate con ESPRESSO e con il suo predecessore, HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) installato al telescopio dell'ESO da 3,6 metri a La Silla, che Demangeon e il suo gruppo sono stati in grado di trovare nuovi pianeti e misurare la massa e il raggio dei primi tre. "Se vogliamo sapere di cosa è fatto un pianeta, il minimo di informazioni che servono sono la sua massa e il suo raggio", spiega Demangeon.

Elenco pianeti:

 - L 98-59 b è un mini esopianeta terrestre che orbita attorno a una stella di tipo M. 

La sua massa è di (da 1,01 a 0,5 masse terrestri a seconda, nell'ordine, dei primi o più recenti studi), impiega 2,3 giorni per completare un'orbita della sua stella e dista 0,02282 UA dalla sua stella. 

La sua scoperta è stata annunciata nel 2019.

 - L 98-59 c è un super esopianeta terrestre che orbita attorno a una stella di tipo M. 

La sua massa è di 2,42 Terre, impiega 3,7 giorni per completare un'orbita della sua stella e dista 0,0317 UA dalla sua stella. 

La sua scoperta è stata annunciata nel 2019.

 - L 98-59 d è un super esopianeta terrestre che orbita attorno a una stella di tipo M. 

La sua massa è di 2,31 Terre, impiega 7,5 giorni per completare un'orbita della sua stella e dista 0,0506 UA dalla sua stella. 

La sua scoperta è stata annunciata nel 2019.

 - L 98-59 e (in attesa di conferma)

La sua scoperta è stata annunciata nel 2021.

 - L 98-59 f (in attesa di conferma) si troverebbe nella zona abitabile.

La sua scoperta è stata annunciata nel 2021.

LINK:

The L 98-59 System: Three Transiting, Terrestrial-size Planets Orbiting a Nearby M Dwarf.

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A cura di ESO.

La STELLA di BARNARD il secondo sistema planetario più vicino al Sole. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 22/07/2020

LA STELLA DI
BARNARD


Introduzione:
BARNARD, è una nana rossa circa sei anni luce di distanza dalla Terra, nella costellazione di Ofiuco. È la quarta stella individuale più vicina al Sole dopo i tre componenti del sistema Alpha Centauri e la stella più vicina nell'emisfero celeste settentrionale, oltre ad essere il secondo sistema planetario più vicino dopo Proxima Centauri.
La stella di Barnard è tra le nane rosse più studiate per la sua vicinanza e posizione favorevole per l'osservazione vicino all'equatore celeste .
Storicamente, la ricerca sulla stella di Barnard si è concentrata sulla misurazione delle sue caratteristiche stellari, della sua astrometria e sul perfezionamento dei limiti di possibili pianeti extrasolari . Sebbene Barnard sia una vecchia stella, vive ancora eventi di flare stellari , uno di essi osservato nel 1998.

Scoperta e denominazione:
La stella prende il nome dall'astronomo americano E. E. Barnard .
Non fu il primo ad osservare la stella (apparve sulle tavole dell'Università di Harvard nel 1888 e 1890), ma nel 1916 misurò il suo moto proprio come 10,3 secondi d'arco all'anno rispetto al Sole, il più alto conosciuto per qualsiasi stella .

Nel 1916, nel confrontare una lastra fotografica appena acquisita presso l'osservatorio Lick con una dell'archivio dell'osservatorio Yerkes del 1894, Edward Emerson Barnard individuò delle incongruenze: in una regione piuttosto ristretta del cielo (entro 4′ l'una dall'altra) sembravano presenti quelle che inizialmente credette una nova e una stella variabile.
Per classificare meglio i due oggetti, Barnard cercò innanzitutto di colmare il gap temporale nelle osservazioni con materiale d'archivio, trovando delle lastre del 1904 e del 1907.
Scoprì così che, in posizioni intermedie tra i due oggetti e allineate lungo una retta, comparivano e sparivano altre stelle.
Fu così che Barnard giunse alla conclusione di aver scoperto una stella con un moto proprio annuale di circa 10″, che era venuta a sovrapporsi a oggetti sullo sfondo. A conferma di ciò, Edward Charles Pickering gli fornì immagini di prescoperta del 1888 e del 1890 acquisite presso l'Harvard College Observatory.
Nel 2016, l'Unione astronomica internazionale ha organizzato un gruppo di lavoro sui nomi delle stelle (WGSN) , per catalogare e standardizzare i nomi propri delle stelle.
Il WGSN ha approvato il nome Barnard per questa stella il 1° febbraio 2017 ed è ora incluso nell'elenco di nomi di stelle approvati dalla IAU.

Posizione:
La stella più vicina è attualmente la nana rossa Ross 154 , a distanza di 1,66 parsecs (5,41 anni luce).
La riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcos nel 2007 ha permesso di stimare la parallasse della Stella di Barnard in 548,31±1,51 mas.
Pertanto la distanza della Stella di Barnard dalla Terra è pari a 1/0,54831 = 1,82 pc, equivalenti a 5,94±0,01 al. Si tratta della stella più vicina al Sole dopo le tre componenti di α Centauri.
In virtù di questa vicinanza, condivide col Sole il medesimo ambiente galattico, all'interno della Bolla Locale del Braccio di Orione.

Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta	17h 57m 48,498s[
Declinazione	+04° 41′ 36,207″
Lat. galattica	+14,0627°
Long. galattica	31,0087°

Moto proprio:
La Stella di Barnard possiede il moto proprio più elevato di ogni altra stella conosciuta.
Essa si muove ogni anno di 798,58 mas in ascensione retta e di 10328,12 mas in declinazione.
Il suo moto proprio è quindi di 10 358,76 mas all'anno, pari a 10,35876 arcosecondi all'anno.
Ciò significa che la stella percorre nella volta celeste un grado ogni circa 350 anni.
Durante la lunghezza media di una vita umana, la stella percorre circa un quarto di grado, cioè più o meno metà del diametro della luna piena.
La combinazione della distanza e del moto proprio della stella può essere impiegata per stimare la sua velocità trasversale rispetto al Sole che risulta essere pari a circa 90 km/s.

La velocità radiale di una stella, ovvero la velocità di allontanamento o avvicinamento rispetto al Sole, può essere calcolata mediante lo spostamento verso il blu della radiazione emessa.
Dal calcolo vanno scorporati spostamenti simili dovuti all'attività della stella, in particolare a moti convettivi sulla superficie.
Nel caso della Stella di Barnard le misurazioni hanno dato un valore di −120,2 km/s, ove il segno negativo indica che la stella si sta avvicinando al Sole.
La combinazione di queste due velocità dà come risultato la velocità spaziale della stella rispetto al Sole, stimata in circa 150 km/s.

In virtù di questo moto la Stella di Barnard raggiungerà la distanza minima dal Sole fra circa 9800 anni, quando si troverà a circa 3,75 anni luce dalla nostra stella.
Tuttavia, anche a quell'epoca la Stella di Barnard non sarà la stella più vicina al Sole in quanto Proxima Centauri, che è attualmente la stella più vicina, si sta anch'essa avvicinando e continuerà a mantenere il suo primato per i prossimi 33.000 anni, quando sarà superata da Ross 248.
In ogni caso, anche all'epoca dell'approccio più vicino al Sole, la Stella di Barnard sarà invisibile a occhio nudo perché avrà magnitudine +8,5.
La Stella di Barnard è stata anche la prima stella di cui sia stata possibile rilevare una variazione nella velocità radiale, grazie alla sua vicinanza e al suo moto proprio molto elevato.
La variazione della velocità radiale è stata calcolata in 4,5 m/s ogni anno.

Dati fisici:
Tipo:
Barnard è una nana rossa del tipo spettrale fioco M4, ed è troppo debole per essere vista senza un telescopio .
La sua magnitudine apparente è di +9,5.

Metallicità:
Non c'è accordo fra gli studiosi circa il valore della metallicità della Stella di Barnard, sebbene la maggior parte di essi convenga sul fatto che sia più povera di metalli rispetto al Sole.
Gizis (1997) ipotizza che la stella abbia una metallicità compresa fra −1,0 e −0,5, che cioè possegga tra il 10% e il 32% degli elementi più pesanti dell'elio presenti nel Sole.
Essa si collocherebbe quindi circa 0,6 magnitudini al di sotto della sequenza principale e quindi in una regione intermedia fra le stelle di sequenza principale e le subnane.
Ciò porta a credere che la stella non appartenga all'alone galattico, dove sono presenti stelle con metallicità più bassa, ma neppure al disco galattico, dove le stelle hanno metallicità più alte.
Lo studioso la classifica come una stella di popolazione II intermedia.
Tuttavia Dawson e De Robertis (2004), analizzando i parametri fondamentali della stella, concludono che nulla indica che abbia una metallicità marcatamente bassa e propendono per metallicità simili a quelle solari.
In un lavoro volto a stimare la temperatura e la metallicità di 133 nane rosse vicine al Sole, Rojas-Ayala et al. (2012) riportano una metallicità di −0,39 ± 0,17.
Una metallicità di −0,39 equivale a una presenza di metalli pari a circa il 40% di quella solare.

Età ed evoluzione:
Avendo tra 7 e 12 miliardi di anni, Barnard è notevolmente più vecchia del Sole, che ha 4,5 miliardi di anni, e potrebbe essere tra le stelle più antiche della galassia della Via Lattea .
Ci sono molte indicazioni che fanno pensare che la Stella di Barnard sia una stella molto più vecchia del Sole: la bassa metallicità, l'alto moto proprio, la lenta rotazione e il fatto che fino al 1998 si pensasse che fosse quiescente, cioè che non presentasse gli intensi brillamenti tipici delle nane rosse giovani. Sulla base di questi dati Riedel et al. (2005) hanno ipotizzato che l'età della stella sia compresa fra i 7 e i 12 miliardi di anni.
Una incertezza così elevata è dovuta al fatto che, come si è detto, ci sono molte incertezze riguardo ai valori della metallicità e della velocità di rotazione; inoltre, come si dirà a breve, nel 1998 è stato rilevato un brillamento, che è indicativo del fatto che la stella sia ancora attiva.
Come tutte le nane rosse, la Stella di Barnard avrà una evoluzione molto lenta.
È previsto infatti che essa permarrà nella sequenza principale per altri 1000 miliardi di anni.
Poiché i moti convettivi mischiano continuamente l'elio prodotto dalle reazioni nucleari, la stella diventerà uniformemente sempre più ricca di elio e più povera di idrogeno.
Quando l'idrogeno comincerà a scarseggiare, l'astro comincerà a contrarsi, con conseguente aumento della temperatura superficiale e della luminosità.
L'aumento della temperatura superficiale determinerà un cambiamento del colore della stella (perché la lunghezza d'onda della radiazione emesse dipende dalla temperatura della superficie approssimativamente secondo la legge di Planck), che si trasformerà così in una nana blu.
Nelle ultime fasi della sua evoluzione, la stella svilupperà un nucleo radiativo e sarà notevolmente più luminosa che in precedenza, arrivando fino a un terzo della luminosità solare.
Questo accelererà la sua evoluzione e consumerà l'idrogeno residuo nel nucleo in termini relativamente brevi rispetto alla vita totale di una nana rossa, ma che per una stella di 0,16 masse solari equivalgono a circa 5 miliardi di anni.
A questo punto, poiché nel nucleo non verranno mai raggiunte temperature sufficienti a innescare la fusione dell'elio, la stella si contrarrà ulteriormente e si raffredderà progressivamente, diminuendo di luminosità fino a diventare una nana bianca all'elio.

Rotazione:
Barnard ha perso una grande quantità di energia rotazionale e i lievi cambiamenti periodici della sua luminosità indicano che ruota una volta ogni 130 giorni (il Sole ruota in 25).

Massa e raggio:
La stella di Barnard ha una massa di circa 0,14 masse solari ( M☉ ), e un raggio intorno al ​​20% di quello del Sole. Pertanto, sebbene la stella di Barnard abbia circa 150 volte la massa di Giove ( M J ), il suo raggio è solo di circa 2,0 volte più grande, a causa della sua densità molto più elevata.
La Stella di Barnard è sufficientemente vicina perché il suo diametro possa essere misurato direttamente con tecniche interferometriche :

- Lane et al. (2001) hanno utilizzato l'interferometro dell'osservatorio di Monte Palomar per misurare il diametro di cinque stelle di piccola massa, fra cui la Stella di Barnard.
Il suo diametro è risultato essere di 0,987 mas, che sono stati corretti in 1,026 mas, per tenere conto del fenomeno dell'oscuramento al bordo. Alla distanza calcolata da Hipparcos, ciò corrisponde a un raggio di 0,201 R☉.

- Ségransan et al. (2003) hanno misurato il diametro di quattro nane rosse, fra cui quello della Stella di Barnard, servendosi dell'interferometro del Very Large Telescope.
Essi hanno ottenuto un diametro di 1,004 mas, corrispondenti a 0,196 R☉.

Le due misure sono quindi sufficientemente vicine fra loro da permettere di stimare con ragionevole sicurezza che il raggio della stella si aggiri intorno a 0,2 R☉.
Si tratta di un raggio appena doppio rispetto a quello di Giove, in linea con la tendenza delle nane brune e delle stelle di piccola massa di avere dimensioni molto simili fra loro.

Temperatura e luminosità:
La sua temperatura effettiva è in media di 3.200 kelvin e ha una luminosità visiva di 0.0004 volte quella solare.
Dawson e De Robertis (2004) hanno ottenuto il valore del flusso luminoso ricevuto dalla stella, integrando la distribuzione della radiazione ricevuta alle diverse lunghezze d'onda.
Il valore ricavato è (3,30±0,16)×10−11 W/m² (cioè la luminosità apparente della stella ammonta a circa trecento miliardesimi di watt ogni metro quadrato).
Da questo valore e dalla distanza calcolata mediante la parallasse si ricava la luminosità totale della stella, che risulta essere (3,46±0,17)×10−3 L⊙.
Barnard è così debole, 0,346%, che se fosse alla stessa distanza dalla Terra del Sole, sembrerebbe solo 100 volte più luminoso di una luna piena, paragonabile alla luminosità del Sole a 80 unità astronomiche.

Struttura:
Avendo una piccola massa, la Stella di Barnard non possiede un nucleo radiativo come il Sole, ma trasporta la sua energia in superficie esclusivamente mediante convezione. Di conseguenza l'elio prodotto nei processi di fusione nucleare tende a distribuirsi nella stella in modo relativamente omogeneo.

Flare del 1998:
Nel 1998 è stato rilevato un flare stellare sulla stella di Barnard in base ai cambiamenti nelle emissioni spettrali il 17 luglio durante una ricerca non correlata delle variazioni del moto proprio. Trascorsero quattro anni prima che il flare fosse completamente analizzato, a quel punto fu suggerito che la temperatura del flare fosse di 8000 K, più del doppio della temperatura normale della stella. Data la natura essenzialmente casuale dei getti, Diane Paulson, una delle autrici di quello studio, ha osservato che "la stella sarebbe fantastica da osservare per i dilettanti".

Il bagliore è stato sorprendente perché un'intensa attività stellare non è prevista nelle stelle di tale età. I getti non sono completamente compresi, ma si ritiene che siano causati da forti campi magnetici , che sopprimono la convezione del plasma e portano a esplosioni improvvise: forti campi magnetici si verificano in stelle a rapida rotazione, mentre le stelle vecchie tendono a ruotare lentamente.
Per Barnard quindi un evento di tale portata si presume che sia una rarità.
La ricerca sulla periodicità della stella, o i cambiamenti nell'attività stellare in un dato periodo di tempo, suggeriscono anche che dovrebbe essere quiescente; La ricerca del 1998 ha mostrato prove deboli di variazioni periodiche della luminosità della stella, rilevando solo una possibile variazione ogni 130 giorni.

Un'attività stellare di questo tipo ha suscitato interesse nella possibilità di usare Barnard come test campione per comprendere stelle simili.
Si spera che gli studi fotometrici delle sue emissioni di raggi X e UV faranno luce sulla grande popolazione di vecchie nane M nella galassia.
Tale ricerca ha anche implicazioni astrobiologiche : dato che le zone abitabili delle nane M sono vicine alla stella, tutti i pianeti sarebbero fortemente influenzati dai flare stellari, dai venti e dagli eventi di espulsione del plasma.

Esopianeti:
Dai primi anni '60 ai primi anni '70, Peter van de Kamp sostenne che attorno a esso c'erano uno o più giganti gassosi . Le sue affermazioni specifiche sui grandi giganti gassosi furono smentite a metà degli anni '70 dopo molti dibattiti.

Barnard b

Nel novembre 2018, un candidato compagno planetario, una super-Terra, noto come Barnard b , è stato trovato ad orbitare attorno alla stella di Barnard.
La grande squadra era guidata da Ignasi Ribas della Spagna e il loro lavoro comprendeva due decenni di osservazione, con le loro osservazioni che dimostravano chiaramente l'esistenza del pianeta.
Il pianeta è stato trovato vicino alla linea della neve del sistema stellare , che è un punto ideale per l'accumulo di ghiaccio del materiale protoplanetario.
Orbita a 0,4 UA ogni 233 giorni e ha una massa proposta di 3,2 M⊕ .
La Longitudine del nodo ascendente dell'orbita del pianeta è di 203°.
Molto probabilmente il pianeta è gelido, con una temperatura superficiale stimata di circa -170°C  e si trova al di fuori della presunta zona abitabile di Barnard .
Vista la grande eccentricità, il pianeta potrebbe non essere in blocco mareale, ma avere una rotazione risonante tipo quella di mercurio o simililari.

Tuttavia, è necessario più lavoro sull'atmosfera del pianeta per comprendere meglio le condizioni della superficie.
L'imaging diretto del pianeta e la sua firma luminosa rivelatrice saranno possibili nel decennio successivo alla sua scoperta.
Ulteriori deboli e non spiegati problemi nel sistema suggeriscono che potrebbe esserci un secondo compagno planetario ancora più lontano.

Il sistema planetario di Barnard 

Compagno (in ordine di stella)	Massa minima	Semiasse maggiore ( AU )	Periodo orbitale ( giorni )	Eccentricità	Inclinazione	Raggio
B	≥3,23 ± 0,44  M⊕	0,404 ± 0,018	232,80+0,38 −0,41	0,32+0,1 −0,15	-	-

( Rappresentazione artistica ).
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A cura di Giovanni Donati.

WOLF 359 il Quinto sistema stellare più vicino ed i suoi pianeti. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornamento del 16/07/2020

WOLF 359

Introduzione:
Wolf 359 è una stella nana rossa situata nella costellazione del Leone, vicino all'eclittica .
Ad una distanza di circa 7,9 anni luce dalla Terra , ha una magnitudine apparente di +13,54 e può essere vista solo con un grande telescopio .
Wolf 359 è una delle stelle più vicine al sole ; solo il sistema Alpha Centauri (incluso Proxima Centauri), la stella di Barnard e i nani marroni Luhman 16 e WISE 0855−0714 sono noti per essere più vicini. La sua vicinanza alla Terra ha portato alla sua menzione in diverse opere di narrativa.

Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta	10h 56m 28,865s
Declinazione	07° 00′ 52,77″
Lat. galattica	+56,1195°
Long. galattica	244,0542°

( Posizione di Wolf 359 sulla volta celeste nella costellazione del Leone ).

Scoperta	1918
Classificazione	Nana rossa
Classe spettrale	M6,5 Ve
Tipo di variabile	Stella a brillamento UV Ceti
Distanza dal Sole	7,78 anni luce
Costellazione	Leone

Scoperta ed osservazioni:
Wolf 359 venne per la prima volta all'attenzione degli astronomi a causa del tasso relativamente elevato di movimento trasversale sullo sfondo, noto come moto proprio .
Un alto tasso di movimento può indicare che una stella si trova nelle vicinanze, poiché stelle più distanti devono muoversi a velocità più elevate per ottenere la stessa velocità di spostamento angolare attraverso la sfera celeste.
Il moto proprio di Wolf 359 fu misurato per la prima volta nel 1917 dall'astronomo tedesco Max Wolf, con l'aiuto dell'astrofotografia (in foto a lato).
Nel 1919 pubblicò un catalogo di oltre mille stelle con alti moti propri , incluso questa, che sono ancora identificati dal suo nome.
Ha elencato questa stella come numero di iscrizione 359 e da allora la stella è stata definita Wolf 359 in riferimento al catalogo di Max Wolf.

Moto proprio:
Il movimento corretto di Wolf 359 sullo sfondo è 4.696 secondi d'arco all'anno e si sta allontanando dal Sole a una velocità di 19 km/s.
Quando tradotto nel sistema di coordinate galattiche , questo movimento corrisponde a una velocità spaziale di (U, V, W) = (−26, −44, −18) km/s .
La velocità spaziale di Wolf 359 implica che appartiene alla popolazione di stelle del vecchio disco. Segue un'orbita attraverso la Via Lattea che la porterà vicino a 20,5 kly (6,3 kpc) e distante 28 kly (8,6 kpc) dal Centro Galattico .
L'orbita galattica ha un'eccentricità di 0,156 e la stella può viaggiare fino a 444 anni luce (136 pc) di distanza dal piano galattico .
La stella più vicino a Wolf 359 è la nana rossa Ross 128 a 3,79  ly (1,16  pz ) di distanza, mentre a 4,1 ly si trova Lalande 21185, anch'essa nana rossa. Il Sole, a 7,8 anni luce di distanza è la sesta stella più vicina a Wolf 359, e la più vicina tra le stelle visibili a occhio nudo, brillando di magnitudine +1,7. Poco più distante, a 8,3 anni luce si trova il sistema di Alfa Centauri, e a 8,6 e 9 ly, Procione e Sirio. Quest'ultima sarebbe la più luminosa del cielo notturno anche da un ipotetico pianeta orbitante attorno a Wolf 359, mentre Procione brillerebbe di magnitudine −0,24, e sarebbe la quarta stella più luminosa, dopo Sirio, Canopo e Arturo.
Circa 13.850 anni fa, Wolf 359 era alla sua distanza minima di circa 7,35 ly (2,25 pc) dal Sole.

Dati osservativi
Magnitudine app.	13,51
Magnitudine ass.	16,64
Parallasse	419,10 ± 2,10 mas
Moto proprio	AR: −3842 mas/anno Dec: −2725 mas/anno
Velocità radiale	+13 km/s

Parallasse:
La prima misurazione della parallasse di Wolf 359 fu riportata nel 1928 dall'Osservatorio del Monte Wilson , producendo uno spostamento annuale nella posizione della stella di 0,407 ± 0,009 secondi d'arco. Da questo cambiamento di posizione e dalle dimensioni note dell'orbita terrestre, è possibile stimare la distanza dalla stella.
Era la stella di massa più bassa e più debole conosciuta fino alla scoperta di VB 10 nel 1944.
La magnitudine infrarossa della stella fu misurata nel 1957.
Nel 1969, un breve bagliore nella luminosità di Wolf 359 è stato osservato, collegandolo alla classe di stelle variabili note come stelle a flare.

( La parallasse di Wolf 359 rilevata dalla sonda New Horizons ).

Classificazione:
Wolf 359 ha una classificazione stellare di M6.5, sebbene varie fonti la elencano una classe spettrale di M5.5, M6 o M8.
La maggior parte delle stelle di tipo M sono nane rosse :
- sono chiamate rosse perché l'emissione di energia della stella raggiunge un picco nelle parti rosse e infrarosse dello spettro.

Dati fisici:
Wolf 359 ha una luminosità molto bassa, che emette circa lo 0,1% dell'energia del Sole .
Se fosse spostato nella posizione del Sole, apparirebbe dieci volte più luminoso della Luna piena.
Con una stima del 9% della massa del Sole, Wolf 359 è appena sopra il limite più basso al quale una stella può eseguire la fusione dell'idrogeno attraverso la reazione a catena protone-protone : l'8% della massa del Sole.
( Gli oggetti sottostellari al di sotto di questo limite sono noti come nane brune ).
Indice di metallicità [Fe/H] +0,18 ± 0,17 dex.
Il diametro di Wolf 359 è stimato al 16% del raggio del Sole , ovvero circa 224.000 km.
Per fare un confronto, il raggio equatoriale del pianeta Giove è 149.840 km, che è il 65% di quello di Wolf 359.

Dati fisici
Diametro medio	224.000 km
Raggio medio	0,16 R⊙
Massa	0,09 M⊙
Temperatura superficiale	2.800 ± 100 K (media)
Luminosità bolometrica	0,0014 L⊙
Indice di colore	B-V = 2,034 U-B = 1,165
Età stimata	100-350 milioni di anni

Interno:
L'intera stella è sottoposta a convezione , per cui l'energia generata nel nucleo viene trasportata verso la superficie dal movimento convettivo del plasma , piuttosto che dalla trasmissione attraverso la radiazione .
Questa circolazione ridistribuisce qualsiasi accumulo di elio che viene generato attraverso la nucleosintesi stellare al centro della stella.

Questo processo consentirà alla stella di rimanere sulla sequenza principale come idrogenofusione della stella proporzionalmente più lunga di una stella come il Sole dove l'elio si accumula costantemente nel nucleo. In combinazione con un tasso inferiore di consumo di idrogeno a causa della sua bassa massa, la convezione consentirà a Wolf 359 di rimanere una stella della sequenza principale per circa otto mila miliardi di anni.

Rotazione:
La rotazione di una stella provoca uno spostamento Doppler nello spettro.
In media, ciò si traduce in un ampliamento delle linee di assorbimento nel suo spettro, con le linee che aumentano in larghezza con velocità di rotazione più elevate.
Tuttavia, solo il movimento di rotazione nella direzione dell'osservatore può essere misurato con questo mezzo, quindi i dati risultanti forniscono un limite inferiore sulla rotazione della stella.
Questa velocità di rotazione proiettata dell'equatore di Wolf 359 è inferiore a 3 km/s, che è al di sotto della soglia di rilevamento attraverso l'allargamento della linea spettrale .
Questo basso tasso di rotazione potrebbe essere stato causato dalla perdita del momento angolare attraverso un vento stellare. Tipicamente, la scala temporale per lo spin down di una stella nella classe spettrale M6 è di circa 10 miliardi di anni, perché stelle completamente convettive come questa perdono la loro rotazione più lentamente rispetto ad altre stelle.
Tuttavia, i modelli evolutivi suggeriscono che Wolf 359 è una stella relativamente giovane con un'età inferiore a un miliardo di anni.

Atmosfera stellare:
Lo strato esterno di una stella che emette luce è noto come fotosfera .
Le stime di temperatura della fotosfera di Wolf 359 variano da 2.500 K a 2.900 K, che è sufficientemente freddo da consentire la chimica dell'equilibrio.

I composti chimici risultanti sopravvivono abbastanza a lungo per essere osservati attraverso le loro linee spettrali . Numerose bande molecolari compaiono nello spettro di Wolf 359, comprese quelle di monossido di carbonio (CO), idruro di ferro (FeH), idruro di cromo (CrH), acqua (H 2 O), magnesioidruro (MgH), vanadio (II) ossido (VO), titanio (II) ossido (TiO) e possibilmente la molecola CaOH. Poiché non vi sono linee di litio nello spettro, questo elemento deve essere già stato consumato dalla fusione al centro. Ciò indica che la stella deve avere almeno 100 milioni di anni.

Oltre la fotosfera si trova una regione nebulosa e ad alta temperatura nota come corona stellare .
Nel 2001, Wolf 359 divenne la prima stella oltre al Sole ad osservare lo spettro della sua corona da un telescopio terrestre. Lo spettro mostrava linee di emissione di Fe XIII, che è ferro fortemente ionizzato che è stato privato di dodici dei suoi elettroni.
La forza di questa linea può variare per un periodo di diverse ore, il che può essere la prova del riscaldamento in microflare .

Attività:
Wolf 359 e classificato come tipo Ceti UV , una stella a brillamento, che è una stella che subisce brevi, aumenti energetici di luminosità a causa di attività magnetica nella fotosfera.
La sua denominazione a stella variabile è CN Leonis .
Wolf 359 ha una frequenza di flare relativamente elevata. Le osservazioni con il telescopio spaziale Hubble hanno rilevato 32 eventi di bagliori (flare) in un periodo di due ore, con energie di 10E27 erg (10E20 joule ) e superiori. Il campo magnetico medio sulla superficie di Wolf 359 ha una forza di circa 2,2  kG (0,22 tesla), ma questo varia in modo significativo su scale temporali di appena sei ore.
In confronto, il campo magnetico del Sole ha una media di 1 gauss (100 µT ), sebbene possa aumentare fino a 3 kG (0,3 T) nelle regioni attive delle macchie solari .
Durante l'attività di bagliore, è stato osservato che Wolf 359 emette raggi X e raggi gamma.

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Pianeti:
Una ricerca di questa stella da parte del telescopio spaziale Hubble non ha rivelato compagni stellari, ma da allora sono stati rilevati due pianeti candidati.
Non è stata rilevata alcuna emissione di infrarossi in eccesso , il che potrebbe indicare la mancanza di un disco di detriti in orbita attorno ad esso.
Le misurazioni della velocità radiale di questa stella utilizzando lo strumento dello spettrometro a infrarossi vicini (NIRSPEC) all'osservatorio di Keck II non hanno rivelato variazioni che potrebbero altrimenti indicare la presenza di una stella o nana bruna compagna in orbita.
Nel giugno 2019 due pianeti candidati sono stati segnalati in orbita attorno a Wolf 359.
Sono stati rilevati usando il metodo della velocità radiale dalle osservazioni con HARPS in Cile e HIRES alle Hawaii.

 Il sistema planetario Wolf 359 

Compagno (in ordine di stella)	Massa	Semiasse maggiore ( AU )	Periodo orbitale ( giorni )	Eccentricità	Incl.	Raggio
c	3,8+2,0 −1,6 M ⊕	0,018 ± 0,002	2,68687+0.00039 −0.00031	0.15+0,20 −0,15	-	-
b	43,929,5 -23,9 M ⊕	1.845+0.289 −0.258	2.938 ± 436	0.04+0,27 −0,04	-	-

Luminosità (visiva, L V )	0,00002  L ☉
Limite interno della zona abitabile	0,024   UA
Limite esterno della zona abitabile	0,052   UA

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A cura di Andreotti Roberto.

TRAPPIST-1 ed il suo SISTEMA PLANETARIO . by Andreotti Roberto - INSA.

( Voglio precisare che tutte le rappresentazioni dei vari pianeti, sono ricostruzioni artistiche ).
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Aggiornato il 29/01/2021

TRAPPIST-1

TRAPPIST-1, (nota anche come 2MASS J23062928-0502285), è una stella nana rossa ultrafredda di classe spettrale M8, distante 39,5 anni luce dal sistema solare, osservabile con grandi telescopi, nella costellazione dell'Aquario.

Costellazione	Acquario
Ascensione retta	23 h  06 m  29.283 s
Declinazione	−05 ° 02 ′ 28.59 ″

Scoperta:
La stella venne osservata per la prima volta nel 1999 da John Gizis dell'Università del Delaware nell'ambito del programma di ricerca 2MASS ricevendo la denominazione del catalogo 2MASS.
Attraverso studi resi noti nel maggio 2016 e nel febbraio 2017 è stata annunciata la scoperta, tramite il metodo del transito, di sette esopianeti di dimensioni terrestri orbitanti attorno ad essa.

( Confronto con le dimensioni del Sole ).

Caratteristiche fisiche:
Dati:
TRAPPIST-1 è una piccola nana rossa che ha solo circa l'8% della massa del Sole, quindi appena al di sopra di quel limite che le consente di innescare la fusione dell'idrogeno da convertire in elio al suo interno.

(Immagine KEPLER).

La magnitudine apparente della stella, o quanto luminosa appare dalla prospettiva terrestre, è +18,8. Pertanto, è troppo debole per essere visto ad occhio nudo.

La sua temperatura effettiva è di appena 2520 ± 39 K, rispetto ai 5778 K del Sole.
La lunghezza d'onda di emissione massima, cioè quella in cui emette più energia, è di 1147 nanometri, nel vicino infrarosso, mentre il Sole ha massima emissione a 500 nanometri nel mezzo della banda a noi visibile.
Il suo raggio è di circa l'11% rispetto a quello solare, Sebbene sia solo leggermente più grande di Giove , è circa 84 volte più massiccia.
La stella ha un periodo di rotazione di 3,3 giorni.
Lo studio dello spettro stellare, condotto all'inizio del 2020, ha rivelato che l'asse di rotazione della stella TRAPPIST-1 è ben allineato con il piano delle orbite planetarie.
L'obliquità stellare è stata trovata per essere di 19 (+13/−15) gradi.

Dettagli
Massa	0,0898 ± 0,0023 M ☉
Raggio Densità	0,1234 ± 0,0033 R ☉ 47.98 ± 3.90 g/cm3
Luminosità (bolometrica)	0.000552 ± 0,000018  L ☉
Luminosità (visiva)	0.00000373 L ☉
Gravità superficiale	≈5,227  cgs
Temperatura	2511 ± 37  K
Metallicità [Fe / H]	0.0535 ± 0.088  dex
Rotazione	3.295 ± 0.003 giorni
Velocità di rotazione	6  km / s
Età	7,6 ± 2,2  Gyr

Età e vita:
Non è ben determinata l'età della stella, ed in qualche pubblicazione la si è descritta come relativamente giovane (500 milioni di anni), mentre in altri studi, come quello di Luger et al. collocano la sua età compresa tra 3 e 8 miliardi di anni, infine, in uno studio più accurato, Adam J. Burgasser e Eric E. Mamajek stimano l'età in 7,2 ± 2,2 miliardi di anni combinando vari fattori quali l'abbondanza di litio, la velocità di rotazione, la cinematica, la metallicità e l'attività stellare.
In ogni caso, data la piccola massa, TRAPPIST-1 vivrà molto più a lungo di una stella di tipo solare (che vive circa 10 miliardi di anni), rimanendo in sequenza principale anche per circa 12 mila miliardi di anni.

Analisi spettrale:

( Analisi spettrale di TRAPPIST-1 in ROSSO, confrontata con quella del Sole in BLU, come vedete emette molta meno energia nel visibile ed ha un picco nel vicino infrarosso, le emissioni aumentano anche per le alte energie ma in misura ridotta rispetto ad altre nane rosse molto più attive ).

Attività:
Le osservazioni con l'estensione del programma di Kepler K2 per un totale di 79 giorni hanno rivelato flare stellari e rari bagliori ottici deboli con una periodicità di 0,38 al giorno (30 volte meno frequente rispetto ai nani M6 – M9 attivi); un singolo bagliore forte apparve verso la fine del periodo di osservazione.
L'attività di flaring osservata probabilmente cambia le atmosfere dei pianeti in orbita su base regolare, rendendoli meno adatti alla vita.
Uno studio a raggi X (XMM-Newton) di Wheatley et al. , ha scoperto che la stella emette raggi X a un livello paragonabile al nostro Sole, e una radiazione ultravioletta estrema ad un livello 50 volte più forte di quanto precedentemente ipotizzato da Bolmont et al.
Le osservazioni K2 di Keplero rivelarono diverse eruzioni sulla stella.
L'energia dell'evento più forte era paragonabile all'evento Carrington , uno dei bagliori più forti visti sul Sole. Poiché i pianeti nel sistema TRAPPIST-1 orbitano molto più vicino alla loro stella ospite rispetto alla Terra, tali eruzioni potrebbero causare tempeste magnetiche 10–10000 volte più forti delle più potenti tempeste geomagnetiche sulla Terra.
Oltre al danno diretto causato dalle radiazioni associate alle eruzioni, possono anche rappresentare ulteriori minacce: la composizione chimica delle atmosfere planetarie è probabilmente alterata dalle eruzioni su base regolare e le atmosfere possono anche essere erose a lungo termine.
Un campo magnetico sufficientemente forte degli esopianeti potrebbe proteggere la loro atmosfera dagli effetti dannosi di tali eruzioni, ma un esopianeta simile alla Terra avrebbe bisogno di un campo magnetico nell'ordine di 10–1000 Gauss per essere protetto da tali eruzioni (come confronto, il campo magnetico terrestre è ≈0,5 Gauss).

In un recente studio pubblicato il 25/06/2020 si analizzano i flare registrati durante lo studio del sistema planetario effettuato con il telescopio spaziale ad infrarossi SPITZER, qui sotto in tabella ne sono riportati i dati di durata ed ampiezza, ed i valori energetici.

Nel grafico sotto riportiamo questi dati confrontandoli con precedenti rilevazioni, il grafico indica quindi che vi è una certa sicurezza per un eventuale sviluppo della vita sui pianeti in fascia abitabile.

( Distribuzioni di frequenza di flare (FFD) nella scala log-log, l'asse X indica l'energia dei flare e l'asse Y indica la velocità cumulativa dei flare al giorno, vale a dire quante eruzioni di un'energia corrispondente succede al giorno. Le linee continue rappresentano le regressioni lineari dei vari studi in esame. La linea continua viola sta per il risultato di questo lavoro mentre la linea arancione indica i risultati di Paudel et al. (2018) e quella verde di Vida et al. (2017). La zona oltre la linea verde indica la zona di abiogenesi per il pianeta TRAPPIST-1b, la linea verde in grassetto sul bordo della zona rappresenta la minima frequenza di flare ed energia richiesta per attivare la chimica prebiotica su questo pianeta (Rimmer et al.2018). La zona celeste è simile alla zona verde, ma per il pianeta TRAPPIST-1e ).

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IL SISTEMA PLANETARIO

Introduzione:
Nel 2015 un team di astronomi belgi ha scoperto per la prima volta tre pianeti di dimensioni terrestri in orbita attorno alla stella nana nel 2015. Un team guidato da Michaël Gillon presso l'Università di Liegi in Belgio ha rilevato i pianeti usando la fotometria di transito con Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope ( TRAPPIST) , presso l'Osservatorio di La Silla in Cile e l'Osservatorio di l'Oukaïmeden in Marocco.

(Ricostruzione artistica del sistema).

Il 22 febbraio 2017, gli astronomi hanno annunciato altri quattro esopianeti intorno a TRAPPIST-1. Questo lavoro ha usato lo Spitzer Space Telescope e il Very Large Telescope al Cerro Paranal , tra gli altri, e portarono il numero totale di pianeti a sette, di cui tre ( e , f , g ) sono considerati all'interno della sua zona abitabile .
Anche gli altri potrebbero essere abitabili in quanto potrebbero possedere acqua liquida da qualche parte sulla loro superficie.
A seconda della definizione, fino a sei potrebbero trovarsi nella zona abitabile ottimizzata ( c , d , e , f , g , h ), con temperature di equilibrio stimate di 170 a 330 K (-103 ° C a 57 °C).
Nel novembre 2018, i ricercatori hanno stabilito che il pianeta e , considerato mondo con oceani è il pianeta più probabilmente simile alla Terra.
Dei sette pianeti terrestri , cinque ( b , c , e , f , g ) hanno dimensioni simili alla Terra e due ( d , h ) sono di dimensioni intermedie tra Marte e la Terra.

( Curve di luce con i grafici delle occultazioni dei vari pianeti ).

( Orbite e transiti davanti al disco della stella ).

La configurazione planetaria di TRAPPIST-1 suggerisce che questi pianeti si siano formati in altre regioni del sistema, più lontani alla stella madre, e che solo successivamente siano migrati verso l'interno.
Uno studio canadese pubblicato a maggio 2017 ha evidenziato una forte catena di risonanze orbitali che contribuisce a mantenere il sistema estremamente stabile.

I pianeti si passano così vicini l'uno all'altro che le interazioni gravitazionali sono significative e i loro periodi orbitali sono quasi risonanti. Nel tempo in cui il pianeta più interno completa otto orbite, il secondo, il terzo e il quarto pianeta completano cinque, tre e due. Il trascinamento gravitazionale provoca anche variazioni dei tempi di transito (TTV), che vanno da meno di un minuto a oltre 30 minuti, il che ha permesso agli investigatori di calcolare le masse di tutti tranne il pianeta più esterno. La massa totale dei sei pianeti interni è circa lo 0,02% della massa di TRAPPIST-1, una frazione simile a quella dei satelliti Galileiani di Giove.
Le densità dei pianeti variano da ~ 0,60 a ~ 1,17 volte quella della Terra ( ρ ⊕ , 5,517 kg/dm3 ), indicando composizioni prevalentemente rocciose.
Le incertezze sono troppo grandi per indicare se è inclusa anche una componente sostanziale dei volatili, tranne nel caso di f , dove il valore (0,60 ± 0,17  ρ ⊕ ) "favorisce" la presenza di uno strato di ghiaccio e/o un'atmosfera estesa.

Tra il 18 febbraio e il 27 marzo 2017, un team di astronomi ha usato lo Spitzer Space Telescope per osservare TRAPPIST-1 per perfezionare i parametri orbitali e fisici dei sette pianeti usando parametri aggiornati per la stella.
I loro risultati sono stati pubblicati il ​​9 gennaio 2018.
Sebbene non siano state fornite nuove stime di massa, il team è riuscito a perfezionare i parametri orbitali e i raggi dei pianeti entro un margine di errore molto piccolo.
Oltre ai parametri planetari aggiornati, il team ha anche trovato prove di una grande atmosfera calda intorno al pianeta più interno.

Il 5 febbraio 2018, uno studio collaborativo di un gruppo internazionale di scienziati che utilizzava il telescopio spaziale Hubble, il telescopio spaziale Kepler, il telescopio spaziale Spitzer e il telescopio SPECULOOS dell'ESO ha rilasciato i parametri più accurati per il sistema TRAPPIST-1.
Sono stati in grado di affinare le masse dei sette pianeti con un margine di errore molto piccolo, consentendo di determinare con precisione densità, gravità superficiale e composizione dei pianeti.
I pianeti variano in massa da circa 0,3 a 1,16  M ⊕ , con densità da 0,62 ρ ⊕ (3,4 kg/dm3 ) a 1,02 ρ ⊕ (5,6 kg/dm3). Pianeti c ed e sono quasi completamente roccioso, mentre b , d , f , g , ed h hanno uno strato di sostanze volatili nella forma di un guscio di acqua, un guscio di ghiaccio, o una spessa atmosfera.

Uno studio successivo del gennaio 2021, ha migliorato ulteriormente i parametri dei pianeti.
I pianeti c , d , e ed f mancano di atmosfere idrogeno-elio.
È stato anche osservato il pianeta g , ma non c'erano dati sufficienti per escludere fermamente un'atmosfera di idrogeno. Il pianeta d potrebbe avere ipoteticamente anche un oceano di acqua liquida che comprende circa il 5% della sua massa, per confronto, il contenuto di acqua della Terra è <0,1% - mentre f e g hanno strati di acqua, che sono congelati.
Il pianeta e ha una densità leggermente superiore rispetto alla Terra, indicando una composizione rocciosa terrestre e ferrosa.
La modellistica atmosferica suggerisce che l'atmosfera di b supera probabilmente il limite della fuga con una stima di 10E1 a 10E4 bar di vapore acqueo.
Il pianeta e avrebbe grandi aree superficiali dove la vegetazione potrebbe crescere, e questa mitigherebbe ancor più la temperatura media globale del pianeta, rendendolo abitabile anche sul 100% della sua superficie. Il pianeta d invece avrebbe solo un'area limitata lungo i terminatori ove la vegetazione potrebbe svilupparsi, e le temperature massime (del lato diurno) e minime (dell'emisfero sempre al buio) sarebbero molto più estreme che su Trappist-1e.

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PARAMETRI DEL SISTEMA:

nome Pianeta	Massa M⊕	Raggio  r⊕	Densità kg/dm³	Periodo orbitale (giorni)	Semiasse maggiore UA	Inclinazione orbita
b	1,374±0,069	1,116	5,425	1,51	0,01154	89,56 ± 0,23°
c	1,308±0,056	1,097	5,447	2,42	0,0158	89,7 ± 0,18°
d	0,388±0,012	0,778	4,354	4,05	0,0223	89,87 ± 0,1°
e	0,692±0,022	0,920	4,885	6,10	0,029	89,736°
f	1,039±0,031	1,045	5,009	9,21	0,039	89,719°
g	1,321±0,038	1,129	5,042	12,35	0,047	89,721°
h	0,326±0,020	0,775	4,147	18,77	0,062	89,796°
rappresentazione schematica del sistema i colori indicano il grado di appartenenza alla fascia di abitabilità che va dal giallo (limite interno) al celeste (limite esterno), con i verdi che sono i meglio posizionati, sono esclusi rosso ed arancione perchè troppo caldi, ed il blu troppo freddo. Le orbite di tutte i pianeti sono praticamente circolari. Dati aggiornati con lo studio pubblicato il 26 gennaio 2021.

Studio dell'ottobre 2020:

Abbiamo raccolto i tempi di transito per il sistema TRAPPIST-1 con il telescopio spaziale Spitzer in quattro anni. Aggiungiamo a queste misurazioni del tempo di transito basati su osservatori da terra, con HST e K2 e da questi dati sono stai rivisitati con un'analisi dinamica a N corpi del sistema dei sette pianeti utilizzando il nostro set completo di tempi da cui raffiniamo i rapporti di massa dei pianeti rispetto alla stella. Successivamente eseguiamo un'analisi fotodinamica delle curve di luce di Spitzer per ricavare la densità della stella ospite e le densità del pianeta.

Abbiamo Trovato che le densità di tutti e sette i pianeti possono essere descritte con una singola relazione massa-raggio, e risultano di composizione rocciosa che è impoverita di ferro rispetto alla Terra, con Fe 21% in peso contro 32% in peso per la Terra, e altrimenti nella composizione simile alla Terra. In alternativa, i pianeti possono avere una composizione simile alla Terra, ma con una maggiore presenza di elementi leggeri, come uno strato di acqua superficiale oppure possiedono una struttura priva di nucleo con ferro ossidato nel mantello. 

Sono state misurate le masse dei pianeti con una precisione del 3-5%, equivalente a una precisione della velocità radiale (RV) di 2,5 cm/sec, o due ordini di grandezza più precisa delle attuali capacità RV. Le eccentricità dei pianeti sono risultate molto piccole; le orbite sono estremamente complanari; e il sistema è stabile su scale temporali di 10 milioni di anni.  

(Per leggere tutto lo studio, primo link a piè pagina).

Revisione del gennaio 2021:

Si tratta di una rielaborazione dello studio precedente indicato qua sopra.

STELLA:

Un sottoprodotto della nostra analisi è una revisione delle proprietà della stella ospite. 

La stima della massa empirica per la stella basata su Mann et al. (2019) è coerente con la massa derivata da Van Grootel et al. (2018), che per primo ha proposto che la massa della stella TRAPPIST-1 sia ≈0,09 M⊙ sulla base di modelli di evoluzione stellare e una misurazione della parallasse terrestre. Ducrot et al. (2020) hanno trovato una luminosità per la stella di L = (5,53 ± 0,19)×10E−4 L⊙, che se confrontata con i modelli di evoluzione stellare, produce una massa di M = 0,09016 ± 0,0010 M⊙, che è anche coerente con lo studio di Mann et al. (2019). Burgasser e Mamajek (2017) hanno trovato un'età più avanzata per la stella ospite, di 7,6 ± 2,2 Gyr, che implica un raggio gonfiato per la stella rispetto ai modelli evolutivi.

Sulla base della densità stellare aggiornata, abbiamo aggiornato i parametri fisici della stella. Adottiamo la luminosità di Ducrot et al. ( 2020 ) e la massa di Mann et al. ( 2019 ) data l'analisi completa e attenta di entrambi i documenti. Con il nostro vincolo aggiornato sulla densità della stella, ridirigiamo gli altri parametri della stella, che sono riassunti nella Tabella sotto. 

PIANETI:

Abbiamo ora analizzato il set completo di misurazioni del tempo di transito dei pianeti TRAPPIST-1 da Spitzer, aumentate da ulteriori transiti da terra, K2 e HST. Le nostre conclusioni principali sono:

 - 1) Abbiamo misurato le masse, i raggi e le densità con un'elevata precisione frazionaria, 1% –8%, sulla base di un modello a corpo N e di un modello fotodinamico con sette pianeti. Ciò migliora la precisione della corrente RV fino a due ordini di grandezza.

 - 2) Il modello di masse e raggi può essere coerente con una composizione planetaria uniforme per tutti e sette i pianeti che hanno densità non compresse inferiori rispetto a Terra, Marte o Venere, con prove più deboli di una densità normalizzata in declino con periodo orbitale (88% di confidenza). Le proprietà del pianeta possono essere coerenti con un CMF (contenuto minimo ferro) del 21 ± 4% in peso, o un nucleo e un mantello simili alla Terra con un contenuto di acqua superficiale che varia da <0,001% per i tre pianeti interni a ≈5% per i quattro esterni, o pianeti privi di nucleo con ferro altamente ossidato nel mantello che eleva il contenuto di elementi leggeri interni.

 - 3) I pianeti sembrano essere dinamicamente stabili, con eccentricità inferiori a ≈1% e inclinazioni che possono essere complanari fino a pochi centesimi di grado.

 - 4) Il sistema è stabile su lunghe scale temporali e mostra un modello di risonanze di Laplace generalizzate con angoli che corrispondono alle previsioni dalle simulazioni di migrazione di Mah ( 2018 ).

 - 5) Forniamo una previsione dei tempi di transito futuri per i pianeti, per aiutare nella pianificazione delle osservazioni con JWST, che potrebbe produrre vincoli più precisi sulle masse dei pianeti.

 - 6) Dobbiamo ancora trovare prove evidenti per un ottavo pianeta.

Come accennato, la nostra analisi suggerisce che i pianeti TRAPPIST-1 hanno densità apparenti non compresse leggermente inferiori rispetto alla Terra (vedere Tabella 6 e Figura 12 ). È possibile che queste densità inferiori derivino da un deficit di materiale ad alta densità (ad esempio, meno ferro) rispetto alla Terra, o da un eccesso di materiale a bassa densità (ad esempio, con più acqua), o entrambi; in questa sezione, speculiamo sugli scenari di formazione che possono essere coerenti con le densità di massa di questi pianeti.

LINK : '' Refining the Transit-timing and Photometric Analysis of TRAPPIST-1: Masses, Radii, Densities, Dynamics, and Ephemerides ''.

Risonanze orbitali:
I moti orbitali dei pianeti TRAPPIST-1 formano una catena complessa con risonanze di tipo Laplace a tre corpi che collegano ogni membro. I periodi orbitali relativi (procedendo verso l'esterno) approssimano rapporti interi interi di 24/24, 24/15, 24/9, 24/6, 24/4, 24/3 e 24/2, rispettivamente, o rapporti del periodo più vicino di circa 8/5, 5/3, 3/2, 3/2, 4/3 e 3/2 (1.603, 1.672, 1.506, 1.509, 1.342 e 1.519).
Ciò rappresenta la catena più lunga conosciuta di esopianeti quasi risonanti, e si pensa che sia derivato da interazioni tra i pianeti mentre migravano verso l'interno all'interno del disco protoplanetario residuo dopo essersi formati a maggiori distanze iniziali.

Minime distanze:
b - c = 636.688 km
c - d = 967.899 km
d - e = 984.193 km
e - f = 1.486.266 km
f - g = 1.202.916 km
g - h = 2.251.598 km

Formazione:
Secondo Ormel et al. i precedenti modelli di formazione planetaria non spiegano la formazione del sistema altamente compatto TRAPPIST-1.
La formazione in atto richiederebbe un disco insolitamente denso e non spiegherebbe prontamente le risonanze orbitali.
La formazione al di fuori della linea del gelo non spiega la natura terrestre dei pianeti o le masse simili alla Terra. Gli autori hanno proposto un nuovo scenario in cui la formazione dei pianeti inizia sulla linea del gelo, dove particelle di dimensioni di ghiaia innescano instabilità in streaming , quindi i protopianeti maturano rapidamente per accrescimento di ghiaia .
Quando i pianeti raggiungono la massa terrestre, creano perturbazioni nel disco di gas che arrestano la deriva interna dei ciottoli causando lo stallo della loro crescita.
I pianeti sono trasportati dalla migrazione di tipo I al disco interno, dove si bloccano nella cavità magnetosferica e finiscono con risonanze di movimento medio.
Questo scenario prevede i pianeti formati con frazioni significative di acqua, circa il 10%, con le più grandi frazioni iniziali di acqua sui pianeti più interni e più esterni.

Blocco mareale:
Si ritiene che probabilmente tutti e sette i pianeti siano bloccati in modo ordinato in un cosiddetto stato di rotazione sincrono (un lato di ciascun pianeta permanentemente rivolto verso la stella), rendendo lo sviluppo della vita lì molto più impegnativo.
Una possibilità meno probabile è che alcuni possano essere intrappolati in una risonanza di spin-orbita di ordine superiore .
I pianeti bloccati marealmente in genere avrebbero differenze di temperatura molto grandi tra i loro lati diurni permanentemente illuminati e i loro lati notturni permanentemente oscuri, che potrebbero produrre venti molto forti che circondano i pianeti.
I posti migliori per la vita possono essere vicini alle regioni crepuscolari tra i due lati, chiamate la linea di terminazione. Un'altra possibilità è che i pianeti possano essere spinti in stati di spin effettivamente non sincroni a causa di forti interazioni reciproche tra i sette pianeti, con conseguente copertura più completa dell'illuminazione sulla superficie dei pianeti.

Riscaldamento mareale:
Si prevede che il riscaldamento delle maree sia significativo: si prevede che tutti i pianeti tranne f e h abbiano un flusso di calore delle maree maggiore del flusso di calore totale della Terra.
Ad eccezione del pianeta c , tutti i pianeti hanno densità abbastanza basse da indicare la presenza significativa di acqua in qualche forma.
I pianeti b e c hanno abbastanza riscaldamento da maree planetarie per mantenere oceani di magma nei loro mantelli di roccia.
Il pianeta c può avere eruzioni di magma di silicato sulla sua superficie.
I flussi di calore delle maree sui pianeti d , e ed f sono più bassi, ma sono ancora venti volte più alti del flusso di calore medio terrestre. I pianeti d ed e sono i più probabili essere abitabili.

Atmosfere planetarie:
A causa della relativa vicinanza del sistema, delle ridotte dimensioni degli allineamenti primari e orbitali che producono transiti giornalieri, le atmosfere dei pianeti di TRAPPIST-1 sono obiettivi favorevoli per un'indagine della spettroscopia di trasmissione .
Lo spettro di trasmissione combinata dei pianeti B e C , ottenuto con il telescopio spaziale Hubble , esclude un ambiente dominato dall'idrogeno per ogni pianeta.
Altre strutture atmosferiche, da un'atmosfera di vapore acqueo priva di nuvole a un'atmosfera simile a Venere, rimangono coerenti con lo spettro privo di caratteristiche per C, mentre le misurazioni del JWST per B escludono una presenza di atmosfera.

Stelle ultra-fredde come TRAPPIST-1 possono rimanere per centinaia di milioni di anni nella fase di Pre-Sequenza Principale (PMS), un periodo durante il quale la loro luminosità può diminuire possibilmente di diversi ordini di magnitudine (Chabrier and Baraffe, 1997; Baraffe et al., 1998, 2015). Durante questa fase PMS, i pianeti sono esposti a forte irradiazione, che li rende molto sensibili ai processi atmosferici come la fuga idrodinamica (Vidal-Madjar et al., 2003; Lammer et al., 2003) o effetto-serra in fuga (Ramirez e Kaltenegger, 2014), indicando che tutti i cosiddetti volatili molecolari e i composti (ad es. H2O, SO2, NH3, CO2) e la maggior parte dei loro sottoprodotti devono essere in forma gassosa nelle loro atmosfere.
Successivamente questi limiti si spostano verso l'interno ed arrivano alla situazione attuale verso il primo miliardo di anni della vita della stella per poi stabilizzarsi, i pianeti di TRAPPIST-1 sono in questa fase stabile da circa 6 miliardi di anni, ma le loro atmosfere odierne sono figlie di quel primo periodo più caldo.

(Nel grafico vi riportiamo le variazioni dei limiti di collasso dell'acqua liquida (CELESTE), che segnano il limite interno della zona abitabile, e il limite di collasso dell'anidride carbonica (ROSSO)).

E' ipotizzabile anche che i pianeti siano migrati verso l'interno da orbite più distanti e che quindi abbiano subito in maniera differente il fenomeno riportato qua sopra.

Panspermia:
Ipoteticamente, se le condizioni del sistema planetario TRAPPIST-1 fossero in grado di supportare la vita, ogni possibile vita che si era sviluppata attraverso l'abiogenesi su uno dei pianeti verrebbe probabilmente diffusa ad altri pianeti nel sistema TRAPPIST-1 tramite la panspermia , che è il trasferimento di vita da un pianeta a un altro.
A causa della stretta vicinanza dei pianeti nella zona abitabile con una separazione di almeno ~ 0,01 UA l'uno dall'altro, la probabilità che la vita venga trasferita da un pianeta all'altro è notevolmente migliorata, rispetto alla probabilità di panspermia dalla Terra a Marte, si ritiene che la probabilità di panspermia interplanetaria nel sistema TRAPPIST-1 sia circa 10.000 volte superiore.

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I PIANETI

                                                                    

PIANETA b

TRAPPIST-1b , è un esopianeta prevalentemente roccioso, simile ad un grosso Mercurio, ed è stato rilevato utilizzando il metodo di transito, in cui un pianeta oscura la luce della stella ospite mentre passa davanti a esso. È stato annunciato per la prima volta il 2 maggio 2016 e tra il 2017 e il 2021, altri studi sono stati in grado di perfezionare i suoi parametri fisici.

Caratteristiche fisiche:
Il pianeta ha circa il 37% in più della massa della Terra, ed è circa il 11,2% più grande.

Le osservazioni del JWST, pubblicate nel 2023, hanno misurato la temperatura del lato diurno, corrispondenti a circa 230°C, questa temperatura esclude quindi la possibilità della presenza di atmosfera, dato che un involucro gassoso redistribuirebbe il calore dal lato diurno a quello notturno registrando quindi temperature più basse, quindi il pianeta si presenta come un grosso-Mercurio.

TRAPPIST-1b è molto vicino sia in massa, raggio e gravità sulla Terra.
Esso ha un raggio di 1,116 R⊕ (Diametro 14.220 km), una massa di 1,374 M⊕ con una gravità superficiale che è circa il 110% della Terra, con una densità di 5,425 kg/dm3, inoltre ad un alto flusso stellare che è quasi 4 volte superiore a quello terrestre.

Caratteristiche fisiche
Raggio medio	1,116 Rt
Massa	1,374±0,069 Mt
Densità media	5,425 kg/dm3
Gravità di superficie	1.102 ± 0.052 g

Senza atmosfera:

Il JWST è riuscito dunque a misurare direttamente la temperatura del lato diurno del pianeta: 230 °C. 

Non abitabile quindi, come da aspettative, ma questo numero ci dice di più: il pianeta è privo di atmosfera, e assomiglia più a un grosso Mercurio. 

I modelli climatici prevedono infatti una temperatura minore per un pianeta dotato di atmosfera, a causa della sua capacità di ridistribuire globalmente il calore diurno.

Questa scoperta è essenziale per far luce su come si sia evoluto negli anni il sistema di TRAPPIST-1, una stella soggetta a scatti di ira devastante noti come "super-brillamenti". 

L'assenza di atmosfera per un pianeta così grosso non fa sperare bene.

Spettro:

( Misurazione con SPITZER, studio pubblicato il 25/06/2020, vedi link in fondo al post ).

Caratteristiche orbitali:
TRAPPIST-1b orbita molto vicino alla sua stella madre.
Un'orbita su questo pianeta dura circa 1,51 giorni terrestri, o circa 36 ore.
Orbita a 0,0115 UA dalla sua stella, appena l'1,2% della distanza tra Terra e Sole .
La vicinanza alla sua stella ospite significa che TRAPPIST-1b è probabilmente bloccato in modo ordinato. Ha anche un'orbita molto circolare, con un'eccentricità di 0,00622, significativamente più circolare dell'orbita terrestre.

Caratteristiche orbitali
Apoastro	0,01162 +0.0000031 −0,000004 UA
periastro	0.011476 +0,0000034 −0,000004 UA
semiasse-maggiore	0,011534 ± 0,000094 UA
Eccentricità	0,00622 (± 0,000304)
Periodo  orbitale	1.51088432 (± 0,00000015) giorni
Inclinazione	89,28 (± 0,32)°

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PIANETA c

TRAPPIST-1c , (indicato anche come 2MASS J23062928-0502285 c) , è un esopianeta prevalentemente roccioso, simile a Venere , in orbita attorno alla stella nana rossa TRAPPIST-1 a circa 39,5 anni luce dalla Terra nella costellazione dell'Acquario .

( Ricostruzione artistica ).

Caratteristiche fisiche:
TRAPPIST-1c , è stato osservato con il metodo di transito, che ha permesso agli scienziati di calcolare il suo raggio. Le variazioni dei tempi di transito e le simulazioni al computer sono state in grado di determinare la massa, la densità e la gravità del pianeta.
TRAPPIST-1c , è il terzo pianeta più grande del sistema, con un raggio di 1,097 R⊕ (Diametro 13.978 km), il secondo in ordine di distanza, ed è anche il terzo più massiccio del sistema con una massa di 1,308±0,056 M⊕. 

Con la sua massa e raggio simili alla Terra, TRAPPIST-1c , ha una densità (5,447 kg/dm3) leggermente inferiore alla Terra e simile a quella di Venere, con una gravità (1.086 ± 0.043 g) superiore rispetto alla Terra.
Ciò è coerente con una composizione a base di roccia e una densa atmosfera ipotizzata di vapore acqueo ma simile a Venere per densità.

Caratteristiche fisiche
Raggio medio	1,097 R⊕
Massa	1,308±0,056 M⊕
Densità media	5,447 kg / dm3
Gravità di superficie	1.086 ± 0.043 g

Atmosfera:
L'atmosfera di TRAPPIST-1c dovrebbe essere più sottile di quella del fratello interno, ma comunque abbastanza grande da aumentare la sua temperatura superficiale molto al di sopra della temperatura di equilibrio calcolata di 334,8 K (61,7 °C).
Lo spettro di trasmissione combinato di TRAPPIST-1 b e c esclude un'atmosfera dominata dall'idrogeno senza nuvole per ogni pianeta, quindi è improbabile che ospitino un inviluppo di gas esteso come un nettuniano.
Altre atmosfere possibili sono: da un'atmosfera di vapore acqueo privo di nuvole a un'atmosfera simile a Venere, con il secondo caso molto più probabile (vedi grafico sotto).

( Misurazione con SPITZER, studio pubblicato il 25/06/2020, vedi link in fondo al post ).

Caratteristiche orbitali:
L'orbita di TRAPPIST-1c, è molto vicina alla sua stella ospite.
Una rivoluzione su questo pianeta dura solo 2,42 giorni (58 ore).
Il pianeta orbita a una distanza di 0,0158 UA , che è circa l'1,6% della distanza tra Terra e Sole .
A causa di questa prossimità, TRAPPIST-1c è molto probabilmente bloccato in modo ordinato e sincrono.
Tuttavia, a causa delle piccole dimensioni della sua stella ospite, il pianeta riceve 2.211 ± 0.085 volte l'energia solare che riceve la Terra.
La sua eccentricità orbitale è molto bassa a 0,00654, simile a quella di TRAPPIST-1b.

Caratteristiche orbitali
Apoastro	0.015919 +0,000028 −0,00003 UA
periastro	0.015712 +0,000028 −0,00003 UA
semiasse-maggiore	0,01581512 ± 1,5e-07 UA
Eccentricità	0,00654 (± 0,00108)
Periodo  orbitale	2.42180746 (± 0,00000091)  giorni
Inclinazione	89,70 (± 0,18) °

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PIANETA d

TRAPPIST-1d , (indicato anche come 2MASS J23062928-0502285 d) , è un piccolo esopianeta (circa il 39% della massa della terra), che orbita sul bordo interno della zona abitabile della stella nana rossa TRAPPIST-1.

Scoperta e studi:
L'esopianeta è stato trovato usando il metodo del transito , in cui viene misurato l'effetto di oscuramento che un pianeta provoca mentre attraversa davanti alla sua stella.
I primi segni del pianeta sono stati annunciati nel 2016, ma solo negli anni successivi sono state ottenute ulteriori informazioni sulla probabile natura del pianeta.
TRAPPIST-1d è il pianeta meno massiccio del sistema ed è probabile che abbia un'atmosfera compatta priva di idrogeno simile a Venere, Terra o Marte.
Riceve solo il 4,3% in più di luce solare rispetto alla Terra, posizionandola sul bordo interno della zona abitabile. Ha una parte della sua massa come strato volatile, che potrebbe essere costituito da strati di atmosfera, oceani e/o ghiaccio sul lato buio. Recenti studi dell'Università di Washington hanno concluso che TRAPPIST-1d , potrebbe essere un esopianeta simile a Venere con un'atmosfera inabitabile.

( Analisi spettrale della sua atmosfera - HUBBLE ).

Caratteristiche fisiche:
TRAPPIST-1d è stato rilevato con il metodo di transito, consentendo agli scienziati di determinare con precisione il suo raggio.
Il pianeta ha un diametro di circa 0,778 R ⊕  (9.913 km).
Le variazioni dei tempi di transito e le complesse simulazioni al computer hanno aiutato a determinare con precisione la massa del pianeta, il che ha portato gli scienziati a essere in grado di calcolarne la densità, la gravità superficiale e la composizione.
TRAPPIST-1D ha una massa di solo 0,388 M ⊕ , rendendolo uno degli esopianeti meno massicci finora trovati.
Ha una minore densità rispetto alla Terra (4,354 kg/dm3) e poco più del 60% della gravità.
Sia la sua massa, densità e gravità superficiale sono le più basse dell'intero sistema TRAPPIST-1.
TRAPPIST-1d ha una temperatura di equilibrio di 282,1 K (9,0 °C), assumendo un albedo di 0.
Per un albedo simile alla Terra di 0,3, la temperatura di equilibrio del pianeta è di circa 258 K (−15°C), molto simile a quello della Terra a 255 K (−18 °C).

Caratteristiche fisiche
Raggio medio	0,778 r⊕
Massa	0,388±0,012 M⊕
Densità media	4,354 kg/dm3
Gravità di superficie	0.624 ± 0.019

Caratteristiche orbitali:
TRAPPIST-1d è un pianeta in orbita stretta, dato che un'orbita completa richiede solo 4,05 giorni (circa 97 ore) per essere completata.
Orbita a una distanza di appena 0,02228 UA dalla stella ospite, o circa il 2,2% della distanza tra Terra e Sole . Per confronto, Mercurio, il pianeta più interno del nostro Sistema Solare, impiega 88 giorni per orbitare a una distanza di circa 0,38 UA.
La dimensione di TRAPPIST-1 e l'orbita stretta di TRAPPIST-1d attorno ad essa significa che la stella vista dal pianeta appare 5,5 volte più grande del Sole dalla Terra.
Mentre un pianeta alla distanza di TRAPPIST-1d dal nostro Sole sarebbe un mondo bruciato, la bassa luminosità di TRAPPIST-1 significa che il pianeta riceve solo 1,043 volte l'energia solare che la Terra riceve, posizionandolo all'interno della zona abitabile.

Caratteristiche orbitali
Apoastro	0.022467 +0.0000206 −0.000021 UA
periastro	0.022094 +0.0000206 −0.000021 UA
semiasse-maggiore	0,02226 (± 1,9e-5) UA
Eccentricità	0,00837 (± 0,00093)
Periodo orbitale	4.04978035 (± 0.00000266) giorni
Inclinazione	89.65° +0,15 −0,15

Energia e luce ricevute:
La stella non è solo molto piccola e lontana, ma emette anche relativamente poca luce nel visibile, visto che brilla principalmente nell'infrarosso, a noi invisibile.
Anche dalla stretta vicinanza di TRAPPIST-1d, circa 50 volte più vicina della Terra rispetto al Sole, il pianeta riceve meno dell'1% della luce visibile che la Terra riceve dal nostro Sole.
Ciò probabilmente renderebbe i giorni su TRAPPIST-1d , mai più luminosi di quanto il crepuscolo lo sia sulla Terra. Tuttavia, ciò significa ancora che TRAPPIST-1 potrebbe facilmente brillare nel cielo di TRAPPIST-1d almeno 3000 volte più luminosa rispetto alla luna piena nel cielo notturno della Terra, comunque gran parte dell'energia la riceverebbe nell'infrarosso

(Le due rappresentazioni artistiche rifletto le varie concezioni del pianeta secondo i vari studi, nell prima ipotesi il mondo era più secco con una fascia di acqua liquida sul terminatore, tra un deserto sempre illuminato ed una calotta ghiacciata sempre al buio, ma nella seconda e più recente ipotesi vi è la possibilità che sia un mondo oceanico, mentre in una terza ipotesi è ritenuto simile a Venere).

Abitabilità:
Non vi è consenso sul fatto che TRAPPIST-1d si avvicini all'abitabilità simile alla Terra o sia soggetto a un grave effetto serra .
Per alcuni aspetti, TRAPPIST-1d è uno degli esopianeti più simili alla Terra trovati.
Pur essendo significativamente più piccolo, riceve circa la stessa quantità di irradiazione della Terra (1.114 ± 0.043) , e sembra essere molto simile anche nella temperatura.
Non ha una grande atmosfera a base di idrogeno, che renderebbe il pianeta inabitabile se ne esistesse uno. Il pianeta può anche avere acqua liquida, forse più acqua di tutti gli oceani della Terra. TRAPPIST-1d , ha uno dei più alti indici di somiglianza terrestre di qualsiasi esopianeta noto, a 0,91.
Mentre il pianeta è molto probabilmente bloccato in modo ordinato e sincrono, la sua atmosfera potrebbe essere sufficiente per trasferire calore intorno al pianeta e mantenere stabile il clima.

Gli studi dell'Università di Washington hanno concluso che TRAPPIST-1d potrebbe essere un esopianeta simile a Venere con un'atmosfera inabitabile.
L'esopianeta si trova nella parte interna della zona abitabile prevista della sua stella madre (ovvero la regione in cui, con le condizioni e le proprietà atmosferiche corrette, potrebbe esistere acqua liquida sulla superficie del pianeta).
Tuttavia, la modellizzazione climatica tridimensionale prevede un effetto serra in fuga , sebbene una piccola quantità di acqua possa essere persistita in regioni limitate oltre la prima fase calda della storia del pianeta.
TRAPPIST-1d , può resistere a un effetto serra in fuga, specialmente se ha un'albedo simile alla Terra di  ≥0,3, secondo altre analisi. Gli stessi ricercatori sottolineano che la vicinanza di TRAPPIST-1d alla stella ospite potrebbe provocare attività geotermica e riscaldamento delle maree sul fondo di qualsiasi ipotetico oceano.
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PIANETA e

TRAPPIST-1e , anche designato come 2MASS J23062928-0502285 e , è un solido esopianeta quasi delle dimensioni della Terra in orbita all'interno della zona abitabile attorno alla stella nana ultra-fredda TRAPPIST-1.
L'esopianeta è stato trovato usando il metodo di transito , in cui viene misurato l'effetto di oscuramento che un pianeta provoca mentre attraversa davanti alla sua stella.
TRAPPIST-1e è simile alla massa, raggio, densità, gravità, temperatura e flusso stellare della Terra .
È anche confermato di avere un'atmosfera compatta come i pianeti terrestri nel nostro sistema solare.
Secondo il Planetary Habitability Catalog, TRAPPIST-1e , è uno degli esopianeti potenzialmente abitabili finora scoperti.

( L'aspetto reale dell'esopianeta è attualmente sconosciuto, ma in base alla sua densità probabilmente non è completamente coperto dall'acqua ).

Caratteristiche fisiche:
TRAPPIST-1e è stato rilevato con il metodo di transito, in cui il pianeta bloccava una piccola percentuale della luce della sua stella ospite quando passava tra essa e la Terra. Questo ha permesso agli scienziati di determinare con precisione il raggio del pianeta a 0,920 R⊕ (Diametro 11.723 km).
Le variazioni dei tempi di transito e le simulazioni al computer avanzate hanno contribuito a limitare la massa del pianeta, che si è rivelata essere 0,692±0,022 M⊕ .
Con sia il raggio che la massa di TRAPPIST-1e determinati con bassi margini di errore, gli scienziati hanno potuto calcolare con precisione densità, gravità superficiale e composizione del pianeta.
Ha una densità di 4,885 kg/dm3.
TRAPPIST-1e ha circa l'82% della gravità superficiale della Terra, la seconda più alta del sistema (8,012 m/s2). Il suo raggio e massa sono i quinti tra i pianeti TRAPPIST-1.
Il pianeta ha una temperatura di equilibrio calcolata di 249.7 ± 2.4 K (−23,7 °C), dato un albedo di 0.
Per un albedo simile alla Terra più realistico di 0,3, avrebbe una temperatura di equilibrio di 225 K (−48 °C).

Caratteristiche fisiche
Raggio medio	0,920 R⊕
Massa	0,692±0,022 M⊕
Densità media	4,885 kg/dm3
Gravità di superficie	0.817 ± 0.024

Caratteristiche orbitali:
TRAPPIST-1e orbita abbastanza vicino alla sua stella ospite.
Una rivoluzione completa intorno a TRAPPIST-1 richiede solo 6,099 giorni terrestri (146h 23min) per essere completata.
Orbita a una distanza di 0,02928285 UA , o poco meno del 3% della separazione tra Terra e Sole .
Per fare un confronto, il pianeta più vicino nel nostro Sistema Solare, Mercurio , impiega 88 giorni per orbitare attorno al Sole a una distanza di 0,38 UA.
Nonostante la sua vicinanza alla sua stella ospite, TRAPPIST-1e ottiene solo 0.645 ± 0.025 volte l'energia stellare che la Terra riceve dal Sole, a causa della bassa luminosità della sua stella.

Caratteristiche orbitali
Apoastro	0,0294322 ± 0,000017 UA
periastro	0,0291335 ± 0,000017 UA
semiasse-maggiore	0,02924 (± 2,4e-05) UA
Eccentricità	0,00510 ± 0.00058
Periodo orbitale	6.0995648 (± 0.00000178)  giorni
Inclinazione	89,663°+0,092 −0,092

Abitabilità:
Il pianeta è probabilmente bloccato in modo ordinato , con un lato del suo emisfero permanentemente rivolto verso la stella, mentre il lato opposto è avvolto nell'oscurità eterna.
Tuttavia, tra queste due aree intense, ci sarebbe un frammento di abitabilità - chiamato la linea di terminazione , dove le temperature potrebbero essere adatte (circa 273 K (0 °C)) per l'esistenza di acqua liquida. Inoltre, una porzione molto più grande del pianeta può essere abitabile se supporta un'atmosfera abbastanza spessa da trasferire calore dal lato rivolto verso la stella a quello buio e viceversa.

Il pianeta riceve un flusso stellare 0.604 volte quello della Terra (820 W/m2), circa un terzo inferiore a quello della Terra ma significativamente più di quello di Marte .
La sua temperatura di equilibrio varia da 225 K (−48 °C) a 246,1 K (−27,1 °C), a seconda della quantità di luce che il pianeta riflette nello spazio. Entrambi sono tra quelli della Terra e di Marte.
TRAPPIST-1e è confermato per avere un'atmosfera compatta e priva di idrogeno come quella dei pianeti rocciosi del nostro Sistema Solare, aumentando ulteriormente le possibilità di abitabilità.

( Analisi spettrale dell'atmosfera del pianeta E ).

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PIANETA f

TRAPPIST-1f , (anche designato come 2MASS J23062928-0502285 f ), è un esopianeta , probabilmente roccioso ma sotto un involucro gassoso di vapore acqueo.
Fu uno dei quattro nuovi esopianeti scoperti in orbita attorno alla stella usando le osservazioni del telescopio spaziale Spitzer .

Caratteristiche fisiche:
TRAPPIST-1f è un esopianeta delle dimensioni della Terra , il che significa che ha una massa e un raggio vicini a quello della Terra.
Ha una temperatura di equilibrio di 217.7 ± 2.1 K (-55 ° C).
Ha un raggio di 1,045 R⊕ (Diametro 13.315 km), e una massa di 1,039±0,031 M⊕ , che gli conferiscono una densità di circa 5,009 kg/dm3 .
Questi valori suggeriscono gravità alla superficie di 9,326 m/s2 (95% del valore della Terra).

Caratteristiche fisiche
Raggio medio	1,045 R⊕
Massa	1,039±0,031 M⊕
Gravità di superficie	0.951 ± 0.024 g
Temperatura	218 K (−55 ° C)

( Ricostruzione artistica della superficie di TRAPPIST-1f, raffigurante un oceano di acqua liquida sulla sua superficie. Sono inoltre illustrati la stella madre e i pianeti vicini ).

Caratteristiche orbitali:
TRAPPIST-1f orbita attorno alla sua stella ospite con un periodo orbitale di circa 9,206 giorni e un raggio orbitale di circa 0,0387 volte quello della Terra.

Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore	0.0387 UA  (5.800.508 km)
Eccentricità	<0,063
Periodo orbitale	9.206594 (± 0.000015) giorni
Inclinazione	89.666 (± 0.059)

Abitabilità:
È stato annunciato che l'esopianeta è in orbita all'interno o leggermente al di fuori della zona abitabile della sua stella madre, la regione in cui, con le condizioni e le proprietà atmosferiche corrette, potrebbe esistere acqua liquida sulla superficie del pianeta.
Il 31 agosto 2017, gli astronomi del telescopio spaziale Hubble hanno riportato le prime prove del possibile contenuto d'acqua sugli esopianeti TRAPPIST-1.

Molto probabilmente il pianeta è bloccato in modo ordinato, con un emisfero permanentemente rivolto verso la stella, mentre il lato opposto è avvolto nell'oscurità eterna, anche se una densa e calda atmosfera è in grado di trasferire efficacemente il calore tra i due emisferi.

Essendo la stella notevolmente meno luminosa del Sole, essa si trova probabilmente nella zona abitabile, con una temperatura di equilibrio di circa 200 K se si assume un'albedo simile a quella della Terra (0,3), mentre con un'albedo pari a 0 la temperatura di equilibrio sarebbe di 219 K.
Il pianeta riceve un flusso di energia di 0.373 ± 0.014 volte quello ricevuto dalla Terra.
La temperatura reale in superficie dipende dall'eventuale atmosfera di cui il pianeta potrebbe essere dotato, che potrebbe innalzare la temperatura a causa dell'effetto serra, come avviene anche per la Terra, che ha una temperatura media globale di 15 °C, mentre la temperatura di equilibrio è di circa −18 °C. Nel 2020, uno studio di Del Vecchio et al. suggerisce che la temperatura superficiale sia di circa 203 K, e che il pianeta sia probabilmente troppo freddo e completamente congelato.

( Analisi spettrale dell'atmosfera del pianeta F, che esclude la presenza di idrogeno ).

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PIANETA g

TRAPPIST-1g , (indicato anche come 2MASS J23062928-0502285 g) , è un esopianeta in orbita attorno alla stella nana rossa TRAPPIST-1 a 39,5 anni luce di distanza dalla Terra nella costellazione dell'Acquario . Fu uno dei quattro nuovi esopianeti scoperti in orbita attorno alla stella usando le osservazioni del telescopio spaziale Spitzer .

( Curve di luce relative al transito del pianeta davanti alla sua stella - sopra la rilevazione a 3,6 micrometri - sotto quella a 4,7 micrometri ).

Tipologia:
L'esopianeta si trova ai margini esterni della zona ottimistica abitabile della sua stella ospite.
È stato trovato usando il metodo del transito , in cui viene misurato l'effetto di oscuramento che un pianeta provoca mentre attraversa davanti alla sua stella.
Il secondo pianeta più distante conosciuto nel suo sistema, Trappist-1g è un pianeta più grande della Terra ma meno denso, il che significa che probabilmente ospita una qualche forma di acqua.
Le analisi spettroscopiche di HUBBLE escludono la presenza di idrogeno nell'ipotetica atmosfera.

( Analisi spettroscopica atmosferica - HUBBLE ).

Caratteristiche fisiche:
Trappist-1g ha circa il 132% della massa e il 113% del raggio della Terra, sebbene la sua densità sia solo di 5,042 kg/dm3 , circa il 90% di quella terrestre. Basato su calcoli del raggio di massa e sulla sua posizione distante rispetto alla sua stella ospite, e sul fatto che il pianeta riceve solo 0.252 ± 0.0097 volte, del flusso stellare che la Terra riceve dal Sole, il pianeta è probabilmente coperto da uno spesso involucro di ghiaccio, sebbene teoricamente potrebbe essere un oceano acquatico globale o un'atmosfera eccezionalmente densa.

Caratteristiche fisiche
Raggio medio	1,129 r⊕
Massa	1,321±0,038 M⊕
Densità media	4.124 +0,187 −0,182 kg/dm3
Gravità di superficie	1.035 ± 0.026 g
Temperatura	194,5 ± 2,7 K (−78,65 ± 2,70 °C)

Caratteristiche orbitali:
TRAPPIST-1g orbita attorno alla sua stella ospite con un periodo orbitale di circa 12,354 giorni e un raggio orbitale di circa 0,0451 volte quello della Terra.
A quella distanza riceve solo circa il 26% della radiazione che riceve la Terra dal Sole.
Questo è nel limite esterno della zona abitabile teorica di TRAPPIST-1.
L'orbita di TRAPPIST-1g ha un'eccentricità di 0,00208, molto più bassa di quella della Terra e la più bassa nel suo sistema. La sua orbita varia solo di circa 41.000 chilometri (rispetto a circa 5 milioni di km per la Terra), il che significa che il clima del pianeta è probabilmente molto stabile.
È in risonanza orbitale 3:2 con TRAPPIST-1h e risonanza 3:4 con TRAPPIST-1f .

Caratteristiche orbitali
Apoastro	0,04697 +0.0000031 −0,000004 UA
periastro	0,04678 +0,0000034 −0,000004 UA
semiasse-maggiore	0,04681528 ± 3,9e−07 UA
Eccentricità	0,00208 (± 0,00058)
Periodo orbitale	12.3535557 (± 0,00000039) giorno
Inclinazione	89.698° (± 0,044)

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PIANETA h

TRAPPIST-1h , (indicato anche come 2MASS J23062928-0502285 h) , è un esopianeta in orbita attorno alla stella nana rossa ultra-fredda TRAPPIST-1 a 39,5 anni luce.
Sebbene l'orbita di TRAPPIST-1h rientri oltre la linea di gelo della sua stella, potrebbe potenzialmente ospitare un oceano sotterraneo mediante riscaldamento delle maree , che può portare all'attività vulcanica e alla formazione di geyser tipo Europa o Enclelado.

( Ricostruzione artistica ).

Caratteristiche fisiche:
E' il pianeta più esterno attualmente conosciuto nel suo sistema, è circa un terzo della massa della Terra e circa il 77% del raggio. La sua densità relativamente bassa indica che è probabilmente ricca di acqua, come molti altri pianeti nel sistema.
TRAPPIST-1h ha un raggio di 0,775 R ⊕ (Diametro 9.875 km), una massa di 0,326 M ⊕ , e con circa il 57% della gravità della superficie terrestre.
Ha una densità di 4,147 kg/dm3, estremamente simile a quella di Marte.
Data questa densità, si ipotizza che circa il 5% della sua massa deve essere acqua, probabilmente sotto forma di uno spesso guscio di ghiaccio, visto che riceve solo 0,144 ± 0.0055 volte del flusso stellare che la Terra riceve dal Sole.
Ha una temperatura di equilibrio di 169 K (−104 °C), simile a quella del polo sud della Terra.

Caratteristiche fisiche
Raggio medio	0,775 r⊕
Massa	0,326±0,020 M⊕
Densità media	4,147 kg/dm3
Gravità di superficie	0.570 ± 0.038 g
Temperatura	169,2 ± 2,4 K (−103,95 ± 2,40 °C)

Caratteristiche orbitali:
Nonostante sia il pianeta più distante conosciuto nel suo sistema, TRAPPIST-1h orbita attorno alla sua stella ospite con un periodo orbitale di 18.868 giorni e un raggio orbitale di circa 0,0619 UA .
Si trova in risonanza 3:4 con il pianeta G , e molto probabilmente, come per gli altri pianeti interni, è in blocco mareale sincrono e mostra sempre la solita faccia alla sua stella.

Caratteristiche orbitali
Apoastro	0,06229 +0.0000031 −0,000004 UA
periastro	0,06158 +0,0000034 −0,000004 UA
semiasse-maggiore	0,0618656 ± 5,0e-05 UA
Eccentricità	0,00567 (± 0,00121)
Periodo orbitale	18,76727+0,008 −0,009
Inclinazione	89.763° (± 0.037)

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LINK :
- Eric Agol , Caroline Dorn , Simon L. Grimm , Martin Turbet , Elsa Ducrot , Laetitia Delrez , Michael Gillon , Brice-Olivier Demory , Artem Burdanov , Khalid Barkaoui , Zouhair Benkhaldoun , Emeline Bolmont , Adam Burgasser , Sean Carey , Julien de Wit , Daniel Fabrycky , Daniel Foreman-Mackey , Jonas Haldemann , David M. Hernandez , James Ingalls ,Emmanuel Jehin , Zachary Langford , Jeremy Leconte , Susan M. Lederer , Rodrigo Luger , Renu Malhotra , Victoria S. Meadows , Brett M. Morris , Francisco J. Pozuelos , Didier Queloz , Sean M. Raymond , Franck Selsis , Marko Sestovic , Amaury HMJ Triaud , Valerie Van Grootel (2 ottobre 2020)

''Refining the transit timing and photometric analysis of TRAPPIST-1: Masses, radii, densities, dynamics, and ephemerides''

- Martin Turbet, Emeline Bolmont, Vincent Bourrier, Brice-Olivier Demory, Jeremy Leconte, James Owen, and Eric T. Wolf (7 july 2020).
''A review of possible planetary atmospheres in the TRAPPIST-1 system''
- E. Ducrot, M. Gillon, L. Delrez, E. Agol, P. Rimmer, M. Turbet, M. N. Günther, B-O.Demory, A.H. M. J. Triaud, E. Bolmont, A. Burgasser, S. J. Carey, J. G. Ingalls, E. Jehin, J. Leconte, S. M. Lederer,D. Queloz, S. N. Raymond, F. Selsis, V. Van Grootel, J. de Wit (25 giugno 2020)
''TRAPPIST-1: Global Results of the Spitzer Exploration Science Program Red Worlds''
- Gillon, M.; Jehin, E.; Lederer, S. M.; Delrez, L.; De Wit, J.; Burdanov, A.; Van Grootel, V.; Burgasser, A. J.; Triaud, A. H. M. J.; Opitom, C.; Demory, B.-O.; Sahu, D. K.; Bardalez Gagliuffi, D.; Magain, P.; Queloz, D. (2016). 
"Temperate Earth-sized planets transiting a nearby ultracool dwarf star"
- Landau, Elizabeth; Chou, Felicia; Potter, Sean (21 February 2017). 
"NASA telescope reveals largest batch of Earth-size, habitable-zone planets around single star"
- Kelley, Peter (20 November 2018). 
"Study brings new climate models of small star TRAPPIST 1's seven intriguing worlds"
- Gillon, M.; Triaud, A. H. M. J.; Demory, B.-O.; et al. (February 2017). 
"Seven temperate terrestrial planets around the nearby ultracool dwarf star TRAPPIST-1" 
- Bourrier, Vincent; de Wit, Julien; Jäger, Mathias (31 August 2017).
"Hubble delivers first hints of possible water content of TRAPPIST-1 planets"
- Lingam, Manasvi; Loeb, Abraham (15 March 2017).
 "Enhanced interplanetary panspermia in the TRAPPIST-1 system"
- Howell, Elizabeth (5 May 2017).
 "TRAPPIST-1 Planets Have No Large Moons, Raising Questions about Habitability"
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A cura di Andreotti Roberto.