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.

PROXIMA CENTAURI ED IL SUO SISTEMA PLANETARIO. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 25/09/2020

PROXIMA CENTAURI

Proxima Centauri è una piccola stella di piccola massa situata a 4,244 anni luce (1,301 pc ) di distanza dal Sole nella costellazione meridionale del Centauro .
Proxima è la stella più vicina al Sistema Solare.
Lo dimostra il suo angolo di parallasse, che, misurato dal satellite Gaia, risulta pari a 0,768 millesimi di secondo d’arco.
È quasi a 270.000 volte la distanza tra la Terra e il Sole, ma, in termini astronomici, è veramente poco: perciò si chiama Proxima, nome latino che vuol dire prossima, cioè la più vicina tra tutte le stelle (ad eccezione del Sole).

NOME E SCOPERTA:
Il suo nome latino significa "la più vicina [stella] del Centauro".
Questo oggetto fu scoperto nel 1915 da Robert Innes ed è la stella più vicina al Sole .
Nel 1915, l'astronomo scozzese Robert Innes , direttore dell'Osservatorio di Johannesburg , in Sudafrica , scoprì una stella che aveva lo stesso movimento di Alpha Centauri . Ha suggerito che si chiamasse Proxima Centauri (in realtà Proxima Centaurus ). Nel 1917, presso il Royal Observatory al Capo di Buona Speranza , l'astronomo olandese Joan Voûte misurò la parallasse trigonometrica della stella a 0,755 " ± 0,028 " e determinato che Proxima Centauri era approssimativamente alla stessa distanza dal Sole di Alpha Centauri. Fu anche la stella con la luminosità più bassa conosciuta all'epoca. Una determinazione della parallasse altrettanto accurata di Proxima Centauri fu fatta dall'astronomo americano Harold L. Alden nel 1928, il quale confermò l'opinione di Innes che era più vicina, con una parallasse di 0,783 ″ ± 0,005 ″ .

ORBITA NEL SISTEMA E DISTANZA:
Con una magnitudine apparente quiescente di 11.13, è troppo debole per essere visto ad occhio nudo. Proxima Centauri costituisce il terzo membro del sistema di Alpha Centauri, essendo identificato come componente Alpha Centauri C, ed è 2,18° a sud-ovest della coppia Alpha Centauri AB. Attualmente ha una separazione fisica di circa 12.950 UA (1,94 trilioni di  km ) da AB e un periodo orbitale di 550.000 anni.

Dati osservativi
Magnitudine apparente	11,05
Magnitudine assoluta	15,454
Parallasse	768,7 ± 0,3 mas
Moto proprio	AR: −3775,40 mas/anno Dec: 769,33 mas/anno
Velocità radiale	-21,6 km/s

Il periodo orbitale di Proxima attorno al baricentro Alpha Centauri AB è 547.000 (+6600 / -4000) anni, con un'eccentricità di 0,5 ± 0,08 ; si avvicina a Alpha Centauri a 4300 (+1100 −900) UA al periastro e si ritira a 13.000 (+300 -100) UA all'apoastro . Attualmente, Proxima si trova a 12.947 ± 260 UA (1,94 ± 0,04 trilioni di km) dal baricentro Alpha Centauri AB, quasi al punto più lontano della sua orbita.
Un tale sistema triplo può formarsi naturalmente attraverso una stella a bassa massa catturata in modo dinamico da un binario più massiccio di 1,5–2  M☉ nel loro ammasso stellare incorporato prima che il ammasso si disperda.
Tra le stelle conosciute, Proxima Centauri è la stella più vicina al Sole da circa 32.000 anni fa e lo sarà per circa altri 25.000 anni, dopodiché Alpha Centauri A e Alpha Centauri B si alterneranno all'incirca ogni 79,91 anni come la stella più vicina al Sole. Nel 2001, J. García-Sánchez et al. hanno previsto che Proxima si avvicinerà al Sole in circa 26.700 anni, arrivando entro 3,11 ly (0,95 pc).
Uno studio del 2010 di VV Bobylev ha previsto una distanza di approccio più vicina di 2,90 ly (0,89 pc) in circa 27.400 anni, seguito da uno studio del 2014 di CAL Bailer-Jones che prevede un approccio al perielio di 3,07 ly (0,94 pc) tra circa 26.710 anni. Proxima Centauri sta orbitando attraverso la Via Lattea a una distanza dal centro galattico che varia da 27 a 31 kly (8,3 a 9,5 kpc ), con un'eccentricità orbitale di 0,07.

Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta	14h 29m 43,0s
Declinazione	−62° 40′ 46″
Latitudine galattica	−0,71°
Longitudine galattica	315,78°

Movimento:

( Nell’immagine è indicata in verde la traiettoria della stella nana rossa Proxima Centauri da qui a dieci anni, così come la vedrà il telescopio spaziale Hubble. Il percorso ‘ad onda’ è dovuto all’effetto di parallasse legato al moto della Terra attorno al Sole. Crediti: NASA, ESA, K. Sahu and J. Anderson (STScI), H. Bond (STScI and Pennsylvania State University), M. Dominik (University of St. Andrews), and Digitized Sky Survey (STScI/AURA/UKSTU/AAO) ).

( Nelle immagini si nota lo spostamento rispetto alle stelle di sfondo da due punti differenti, dalla Terra e dalla sonda NASA New Horizons alla distanza di circa 7 miliardi di km ).

LINK :
 https://lavialatteainsa.blogspot.com/2020/06/new-horizons-parallax-program-un.html 

DATI FISICI:
Tipo:
Proxima Centauri è una nana rossa , perché appartiene alla sequenza principale sul diagramma Hertzsprung – Russell ed è di classe spettrale M5.5 e significa che cade nella parte bassa delle stelle di tipo M.
La sua magnitudine assoluta , cioè la sua magnitudine visiva osservata da una distanza di 10 parsec (33 ly), è di 15,5.
La sua luminosità totale su tutte le lunghezze d'onda è dello 0,17% quella del Sole, sebbene, quando osservato nelle lunghezze d'onda della luce visibile, ad occhio è solo lo 0,0056% della luminosità del Sole. Più dell'85% della sua potenza irradiata è a lunghezze d'onda infrarosse .
Parametri:
Proxima Centauri è una stella nana rossa con una massa circa un ottavo della massa del Sole ( 0,125 M☉ ) e una densità media circa 33 volte quella del Sole ( 46,53 kg/dm3).
A causa della vicinanza di Proxima Centauri alla Terra , il suo diametro angolare può essere misurato direttamente. Il suo diametro effettivo è circa un settimo del diametro del sole (circa 200.000 km).
Uno studio del 1998 sulle variazioni fotometriche indicava che Proxima Centauri ruota una volta ogni 83,5 giorni. Una successiva analisi delle serie storiche degli indicatori cromosferici nel 2002 suggeriva un periodo di rotazione più lungo di 116,6 ± 0,7 giorni, ma ciò è stato successivamente escluso a favore di un periodo di rotazione di 82,6 ± 0,1 giorni.
Sebbene abbia una luminosità media molto bassa , Proxima è una stella a brillamento (o Flare), che subisce aumenti casuali della luminosità a causa dell'attività magnetica .

Dati fisici
Diametro medio	201.550 km
Raggio medio	0,145 R⊙
Massa	2,193 × 1029 kg 0,123 M⊙
Periodo di rotazione	83,5 giorni
Temperatura superficiale	3 042 K (media)
Luminosità	0,00138 L⊙
Indice di colore (B-V)	U-B=1,43 B-V=1,90
Età stimata	4,85 miliardi di anni

Flusso spettrale:
Una delle caratteristiche principali che contraddistingue questo sitema è che la luce proveniente dalla stella cade quasi tutta nel vicino infrarosso.

( La figura mostra l’andamento del flusso spettrale in funzione della lunghezza d’onda ).

Brillamenti:
Il campo magnetico della stella è creato per convezione in tutto il corpo stellare e l'attività di bagliore che ne risulta genera un'emissione di raggi X totale simile a quella prodotta dal Sole.
Nel 1951, l'astronomo americano Harlow Shapley annunciò che Proxima Centauri è una stella a brillamenti . L'esame delle registrazioni fotografiche passate ha mostrato che la stella mostrava un aumento misurabile di magnitudo su circa l'8% delle immagini, rendendola la stella a brillamenti più attiva allora conosciuta. La vicinanza della stella consente un'osservazione dettagliata della sua attività di bagliore. Nel 1980, l'Osservatorio Einstein ha prodotto una curva di energia a raggi X dettagliata di un bagliore stellare su Proxima Centauri.
Ulteriori osservazioni sull'attività del bagliore sono state fatte con i satelliti EXOSAT e ROSAT e le emissioni di raggi X di bagliori più piccoli simili al sole sono state osservate dall'ASCA nel 1995. Da allora Proxima Centauri è stato oggetto di studio da parte della maggior parte degli osservatori di raggi X, tra cui XMM-Newton e Chandra .

Attività:
La cromosfera di Proxima Centauri è attiva e il suo spettro mostra una forte linea di emissione di magnesio singolarmente ionizzato a una lunghezza d'onda di 280  nm .
Circa l'88% della superficie di Proxima Centauri può essere attiva, una percentuale che è molto più alta di quella del Sole anche al culmine del ciclo solare .
Anche durante periodi di quiescenza con pochi o nessun bagliore, questa attività aumenta la temperatura della corona di Proxima Centauri a 3,5 milioni di K, rispetto ai 2 milioni di K della corona del Sole, e la sua emissione di raggi X totale è paragonabile a quella del sole ma aumenta di oltre 100 volte con i brillamenti .
Il livello di attività complessivo di Proxima Centauri è considerato basso rispetto ad altre nane rosse, che è coerente con l'età stimata della stella di 4,85 × 10E9 anni, poiché si prevede che il livello di attività di una nana rossa diminuirà costantemente nei prossimi miliardi di anni quando la sua velocità di rotazione stellare diminuirà. Anche il livello di attività sembra variare con un periodo di circa 442 giorni, che è più breve del ciclo solare di 11 anni.
Proxima Centauri ha un vento stellare relativamente debole , non più del 20% del tasso di perdita di massa del vento solare . Poiché la stella è molto più piccola del Sole, la perdita di massa per unità di superficie di Proxima Centauri può essere otto volte quella della superficie solare.

Macchie:
Un ipotetico abitante del pianeta Proxima b, recentemente scoperto, potrebbe ammirare sulla propria stella Proxima Centauri delle macchie, come quelle solari ma molto più grandi. Macchie che si presentano con una periodicità di sette anni, un ciclo di attività stellare che gli astronomi non pensavano possibile per una stella piccola.
Una nuova ricerca appena pubblicata online dalla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, mostra che, sotto certi aspetti, Proxima Centauri è sorprendentemente simile al Sole, presentando un ciclo regolare di macchie stellari.

Queste macchie sono generate dagli intensi campi magnetici stellari, che possono, in determinate condizioni, limitare il flusso del gas ionizzato (il plasma) della stella.
Il nuovo studio ha scoperto che su Proxima Centauri si verifica un ciclo della durata di sette anni, molto più intenso di quello solare. Le macchie che lassù si sviluppano nei periodi di picco massimo arrivano a coprire fino a un quinto della superficie stellare, mentre alcuni spot su Proxima Centauri risultano, in proporzione alle dimensioni del proprio astro, molto più grandi delle macchie solari.

( Illustrazione dell’interno di una stella di massa ridotta, completamento interessato dal moto convettivo del plasma. Al contrario di stelle più grandi, come il nostro Sole, queste stelle non dovrebbero mostrare cicli di attività magnetica, che invece sono stati ora scoperti sulla vicina stella Proxima Centauri. Crediti: NASA/CXC/M.Weiss ).

Gli astronomi sono stati sorpresi nel rilevare un ciclo di attività stellare su Proxima Centauri, perché l’interno della stella dovrebbe, in teoria, essere molto diverso dal Sole.
Nella parte più esterna del Sole, il plasma ribolle in un movimento convettivo rotatorio, mentre la parte più interna rimane relativamente stabile.
Molti astronomi ritengono che la differenza nella velocità di rotazione tra queste due regioni sia responsabile della generazione del ciclo di attività magnetica del Sole.
Al contrario, l’interno di una piccola nana rossa come Proxima Centauri dovrebbe essere completamente interessato dal moto convettivo, fino al nucleo della stella.
Di conseguenza, non vi si dovrebbe verificare un ciclo regolare di attività stellare.

La domanda che sorge spontanea è se il ciclo di attività stellare di Proxima Centauri possa influenzare il potenziale di abitabilità del pianeta appena scoperto Proxima b.
L’esperienza con la nostra stella suggerisce che eruzioni di plasma o vento stellare, entrambi generati dai campi magnetici, potrebbe avere spazzato il pianeta, portandone via qualsiasi traccia di atmosfera. In tal caso, Proxima b potrebbe essere come la Luna, che si trova certamente nella zona abitabile attorno al Sole, ma non è affatto ospitale per la vita.

LINK : “Optical, UV, and X-Ray Evidence for a 7-Year Stellar Cycle in Proxima Centauri” 

Periodo di vita:
La miscelazione del combustibile al centro di Proxima Centauri attraverso la convezione e il suo tasso di produzione di energia relativamente basso significano che sarà una stella della sequenza principale per altri quattro trilioni di anni (1000 volte più del Sole).
Una nana rossa con la massa di Proxima Centauri rimarrà sulla sequenza principale per circa quattro trilioni di anni. Man mano che la proporzione di elio aumenta a causa della fusione dell'idrogeno, la stella diventerà più piccola e più calda, trasformandosi gradualmente in una cosiddetta "nana blu" . Verso la fine di questo periodo diventerà significativamente più luminosa, raggiungendo il 2,5% della luminosità del Sole ( L☉ ) e riscaldando i corpi in orbita per un periodo di diversi miliardi di anni. Quando il combustibile a idrogeno sarà esaurito, Proxima Centauri si evolverà in una nana bianca (senza passare attraverso la fase di gigante rossa) e perderà costantemente l'energia termica rimanente.

ESOPIANETI:
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PIANETA b 

Nel 2016, l'Osservatorio europeo meridionale ha annunciato la scoperta di Proxima Centauri B , un pianeta in orbita attorno alla stella ad una distanza di circa 0,05 UA (7,5 milioni di km) con un periodo orbitale di circa 11,2 giorni terrestri.
La sua massa minima stimata è almeno 1,2 volte quella della Terra.
Le analisi statistiche indicano, inoltre, che c’è il 90% di probabilità che la massa reale del pianeta sia inferiore a 3 masse terrestri.

Il suo periodo di rotazione potrebbe essere sincrono, vista l'estrema vicinanza alla stella, cioè è in blocco mareale e quindi il pianeta rivolge alla stella sempre la solita faccia, ma l'elevata eccentricità orbitale del pianeta (0,35) potrebbero aver creato condizioni simili a quelle della rotazione di Mercurio.
Il semiasse maggiore della sua orbita misura appena 0,0485 UA , cioè 7,25 milioni di km.
Ecco perché il suo ''anno'', il periodo di rivoluzione intorno alla sua stella, su quel pianeta dura appena 11,2 giorni terrestri.
Si stima che la temperatura di equilibrio di Proxima B rientri nell'intervallo in cui l'acqua potrebbe esistere come liquido sulla sua superficie, collocandola in tal modo all'interno della zona abitabile di Proxima Centauri, anche se Proxima Centauri è una nana rossa ed è una stella soggetta a enormi flare, ma sul fatto che potrebbe sostenere la vita è molto improbabile.

Ovviamente non sappiamo se su Proxima B vi sia davvero acqua allo stato liquido. Non conoscendo il raggio planetario, allo stato attuale non sappiamo neppure se si tratti di un pianeta roccioso con una superficie solida come la Terra oppure di un pianeta di tipo nettuniano, ricoperto da una spessa atmosfera ricca di idrogeno e di elio.
Quel che sappiamo è che Proxima B riceve dalla nana rossa un’irradiazione di 877 ± 44 W/m², pari al 64% dell’energia radiante che il Sole riversa sulla Terra alla sommità dell’atmosfera.
Queste condizioni apparentemente favorevoli per la vita sono però controbilanciate dal flusso di radiazioni ad alta energia — raggi X e ultravioletti — con cui Proxima Centauri investe il pianeta, calcolato in 0,293 W/m². È una dose quasi 60 volte maggiore di quella che la Terra riceve dal Sole.

( Comparazione tra la distribuzione dell’energia radiante di Proxima Centauri (linea nera) ricevuta da Proxima b alla sommità dell’atmosfera a confronto con la distribuzione dell’energia che la Terra riceve del Sole (linea rossa). Come si può notare, il picco di irradiazione di Proxima b è spostato verso il rosso, cioè verso lunghezze d’onda maggiori, rispetto alla Terra. Dal grafico appare anche con evidenza che Proxima b riceve una dose di raggi X e di ultravioletti molto maggiore rispetto alla Terra ).

Alcuni scienziati, in particolare i sostenitori dell'ipotesi sulla Terra Rara , non sono d'accordo sul fatto che le nane rosse possano sostenere la vita. Qualsiasi esopianeta nella zona abitabile di questa stella verrebbe probabilmente bloccato in modo ordinato , causando un momento magnetico planetario relativamente debole , portando a una forte erosione atmosferica da espulsioni di massa coronale da Proxima Centauri.

( Rappresentazione artistica dell’esopianeti Proxima b in orbita attorno alla sua stella, Proxima Centauri. Crediti: Gabriel Pérez Díaz, Smm (Iac) ).

Un team internazionale di ricercatori, tra cui alcuni dell’Istituto nazionale di astrofisica (Inaf), ha confermato la presenza dell’esopianeta Proxima b attorno alla stella più vicina a noi dopo il Sole grazie alle misure di velocità radiale di altissima precisione ottenute con lo spettrografo Espresso (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations) installato al Very large telescope dell’Eso, sulle Ande cilene.
I dati raccolti hanno permesso di determinare con migliore precisione la massa minima di Proxima b, leggermente più grande di quella della nostra Terra.
Ora le nuove misure di Espresso, quattro volte più precise di quelle che avevano consentito di scovare Proxima b, hanno ulteriormente confermato quei risultati e migliorato l’accuratezza della misura della massa minima di Proxima b, pari a 1,2 volte quella del nostro pianeta.
Questo risultato dimostra che Espresso è in grado di scoprire, già con poche decine di misure di velocità radiali, pianeti rocciosi con massa pari o più piccola di quella della Terra attorno a stelle di piccola massa.

( Velocità radiali di Proxima Centauri misurate con Espresso, relative all’orbita spettroscopica del pianeta di piccola massa Proxima b. Si noti lo scarto inferiore al metro al secondo tra le misure e il modello, indicato con la curva rossa, e l’elevata precisione delle velocità radiali, pari a circa 30 cm/s, mai ottenuta in precedenza con altri spettrografi ).

ALTRI STUDI : Scenari climatici abitabili per Proxima Centauri b Con un oceano dinamico 
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PIANETA c 

Un secondo pianeta in orbita attorno a Proxima Centauri è stato segnalato dall'astrofisico italiano Mario Damasso e dai suoi colleghi nell'aprile 2019 , identificato analizzando circa 17 anni di misurazioni della velocità radiale di Proxima Centauri.
Il team di Damasso aveva notato piccoli movimenti di Proxima Centauri nei dati di velocità radiale dallo strumento HARPS dell'ESO, indicando una possibile pianeta aggiuntivo in orbita attorno a Proxima Centauri. Soprannominato Proxima C, si stima che l'esopianeta abbia una massa minima di 7 volte quella della Terra ed una massima di 24 , con una preferenza, vista l'inclinazione del piano del sistema, per il valore di 12 masse terrestri: si tratta, dunque, molto probabilmente di un pianeta simile a Urano e Nettuno.
A risultati simili sono giunti gli autori di un terzo studio, dove secondo i loro calcoli, l’anomalia del moto proprio di Proxima Centauri ricavata dai dati astrometrici da essi analizzati suggerisce la presenza di un pianeta con una massa di 18 ± 5 masse terrestri (comunque in linea con l'altro risultato compreso nei valori degli errori.
Si prevede che orbiti attorno a Proxima Centauri a una distanza di circa 1,48 UA, con un periodo orbitale di circa 1900 giorni o circa 5,2 anni. A causa della sua grande distanza da Proxima Centauri, è improbabile che l'esopianeta sia abitabile, con una bassa temperatura di equilibrio di circa 39 K (-234°c).

( Rappresentazione artistica del sistema planetario attorno a Proxima Centauri. Crediti: Lorenzo Santinelli ).

Ulteriori osservazioni e misurazioni dallo strumento HARPS e l'Agenzia spaziale europea con Gaia sono necessari per verificare l'esistenza del possibile pianeta extrasolare.
Il team Del Sordo-Damasso afferma che Proxima C potrebbe fornire opportunità per ulteriori osservazioni del sistema planetario Proxima Centauri, in particolare mediante imaging diretto .
Un compito decisamente al limite delle nostre attuali capacità tecnologiche, una sfida che è stata accettata e portata avanti da un team internazionale di ricercatori, che ha cercato di realizzare lo “scatto perfetto” di Proxima con Sphere, un sofisticatissimo strumento installato al Very Large Telescope dell’Eso, in Cile.
L'esopianeta risulta molto luminoso e per gli astronomi il motivo potrebbe essere un grande sistema di anelli oppure una meno probabile nube di polvere.

( Immagine composita della regione attorno alla stella Proxima Centauri osservata dallo strumento Sphere in cinque periodi, tra aprile 2018 e aprile 2020. I circoletti gialli indicano i migliori candidati del pianeta Proxima c alle rispettive epoche di osservazione. Dall’articolo di R. Gratton et al., A&A 2020 ).

Inizialmente c'era molto scetticismo, perché non ci si aspettava di vederlo: pensavamo fosse troppo debole. Inoltre, il periodo di Proxima C è di soli 5 anni, per cui il pianeta si sposta da un giorno all’altro in modo notevole.
Questo rende difficile combinare le immagini ottenute in notti diverse.
Fortunatamente, avevamo una bella sequenza di immagini che era stata presa per un altro scopo ma nel momento migliore per poterle combinare tra loro. E quando abbiamo fatto questa combinazione, abbiamo trovato un possibile segnale dove ci aspettavamo di trovarlo. 

Se questo è effettivamente Proxima C, allora il pianeta è molto più brillante di quanto ci aspettassimo. Una possibile spiegazione è che potrebbe essere circondato da un sistema di anelli, un po’ più grande di quello di Saturno, ma potrebbe anche essere una nube di polvere. 

Oppure potrebbe non essere Proxima C.

( L'esopianeta è stato cercato pure in immagini del gennaio 2016, assumendo un'orbita circolare ci si aspettava di trovarlo nel cerchietto giallo, invece il segnale era più debole e spostato in basso a sinistra, poteva essere più debole sia per una differente fase del pianeta stesso, oppure l'inclinazione dei presunti anelli era differente, va detto che pure le condizioni di osservazione erano peggiori, ma adattando l'orbita al segnale trovato ne deriva una ellittica ed inclinata di circa 137° e ciò corrisponde anche alle inclinazioni delle fasce asteroidali e polveri trovate da ALMA intorno a Proxima ).

Lo spostamento del presunto pianeta in immagini di epoche diverse ha permesso di rifinire i suoi parametri orbitali, fornendo due diverse soluzioni, entrambe plausibili, una per un’orbita circolare ed una per un’orbita ellittica.
Da esse si ricavano anche nuovi valori per la massa del pianeta :
 - 1) Nel caso di un’orbita circolare con inclinazione di 120°, la massa sarebbe pari a 7,2 ± 2,2 masse terrestri.
 - 2) Nel caso, invece, di orbita ellittica con inclinazione di 137,3 gradi, la massa sarebbe di 8,6 ± 2,8 masse terrestri, questa soluzione però è quella che meglio si adatta alle osservazioni, come riportato nei due schemi qui sotto, oltretutto l'inclinazione corrisponde anche a quella ottenuta da ALMA delle fasce asteroidali osservate che hanno un inclinazione di circa 135°.

Nuove osservazioni con Espresso saranno molto utili anche per confermare la presenza del candidato pianeta Proxima c. Ci aspettiamo che la squisita precisione delle velocità radiali di Espresso ci aiuti nel censimento del sistema planetario più vicino a noi.

LINK : Searching for the near infrared counterpart of Proxima c using multi-epoch high contrast SPHERE data at VLT 

PDF : https://arxiv.org/pdf/2004.06685.pdf 

Un ambiente di vento stellare simile alla Terra per Proxima Centauri c - https://arxiv.org/pdf/2009.07266.pdf 

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PIANETA d 

Nel dicembre 2017 è stata annunciata la possibile scoperta mediante il metodo dei transiti di un ulteriore pianeta. Il pianeta, ancora da confermare, avrebbe un periodo di rivoluzione di 2-4 giorni e un diametro e massa inferiori a quelli della Terra.

«Oltre ad aver chiaramente confermato la presenza del segnale di Proxima B, le velocità radiali di Espresso ci hanno permesso di rivelare la possibile presenza di un altro pianeta con orbita interna a quella di Proxima B e con una massa minima pari a circa il 30 per cento di quella terrestre».

«Serviranno altre osservazioni con Epresso per confermare questo segnale, la cui natura non è al momento ancora chiara, e per questo motivo abbiamo in programma di proseguire il monitoraggio a lungo termine di Proxima».

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Il sistema planetario di Proxima Centauri:

Compagno (in ordine di scoperta)	MASSA (masse terrestri)	Semiasse maggiore ( AU )	Periodo orbitale ( giorni )	Eccentricità	Inclinazione	Raggio
b	≥1,27 +0,19 −0,17  M⊕	0,0485+0,0041 −0,0051	11,186	<0.35	-	0,8–1,5  R ⊕
C	≥6,0± 1,9 M ⊕	1,48± 0,08	1894+92 −85	-	137,3°	-
d (non confermato)	circa 0,3  M ⊕	-	2 - 4	-	-	-

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Le fasce asteroidali esterne:

I dati di Alma mostrano luce diffusa dalla polvere fredda e suggeriscono la presenza di una cintura di polvere ancora più fredda all’esterno, forse indizi della presenza di un sistema planetario elaborato. Queste strutture sono simili alle fasce più grandi che si trovano nel Sistema solare e si pensa siano fatte di particelle di rocce e ghiaccio che non sono riuscite a formare pianeti.
«La polvere intorno a Proxima Centauri è importante perchè, dopo la scoperta del pianeta di tipo terrestre Proxima b, è la prima indicazione della presenza, intorno alla stella più vicina al Sole, di un sistema planetario complesso e non di un singolo pianeta», spiega l’autore principale dello studio, Guillem Anglada dell’Instituto de Astrofísica de Andalucía (Csic), in Spagna.

( Questa rappresentazione artistica mostra l’aspetto che potrebbero avere le fasce di polvere appena scoperta intorno alla stella più vicina al Sole, Proxima Centauri. Crediti: ESO/M. Kornmesser ).

Le fasce di polvere sono i resti della materia che non è riuscita a formare un corpo più grande come un pianeta.
Le particelle di roccia e ghiaccio di queste fasce variano di dimensione dai grani di polvere più fini, più piccoli di un millimetro, fino a corpi asteroidali di molti chilometri di diametro.
Proxima Centauri è una stella vecchia, di età simile al Sistema Solare.
Le fasce di polvere intorno alla stella sono probabilmente simili alla polvere residua della Fascia di Kuiper, della fascia di asteroidi del Sistema solare e della polvere che produce la Luce Zodiacale.

Fascia ipotetica interna:
I dati mostrano anche un pizzico di polvere più calda più vicina alla stella, ma in questo caso resta solo un ipotesi e non possediamo ulteriori dati.

Fascia principale:
Nelle nuove osservazioni, la polvere sembra raccolta in una fascia di qualche centinaio di milioni chilometri da Proxima Centauri, circa 4 UA, con una massa totale di circa un centesimo della massa della Terra. Si stima che la cintura abbia una temperatura di circa -230° C, fredda come quella della Fascia di Kuiper nella zona esterna del Sistema solare.

Fascia esterna:
Ci sono indicazioni nei dati di Alma di un’altra fascia di polvere ancora più fredda, circa dieci volte più lontana, circa 30 UA . Se confermata, la natura della cintura esterna è interessante, dato l’ambiente così freddo di circa 10 K , lontano da una stella più fredda e più debole del Sole.
La forma apparente della cintura esterna, molto debole, darebbe agli astronomi un mezzo per stimare l’inclinazione del sistema planetario di Proxima Centauri. Apparirebbe ellittica, infatti, a causa dell’inclinazione di quello che si suppone essere un anello circolare, con un inclinazione di circa 135°.
Questo a sua volta permetterebbe una miglior stima delle masse dei vari pianeti di Proxima , per ora note solo con un limite inferiore.

LINK : https://www.eso.org/public/italy/news/eso1735/?lang 
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A cura di Andreotti Roberto.