M-to-K

L’obiettivo del progetto M-to-K è quello di scoprire i compagni planetari alle stelle di massa più bassa, e di capire i fattori che determinano come e perché i pianeti si formano intorno a tali stelle.

M-to-K è un rilevamento Doppler per esopianeti che orbitano tra le stelle di tipo M e K. Queste stelle sono più piccole e di massa inferiore al nostro Sole. Le stelle a bassa massa tendono ad essere sottorappresentate nelle attuali indagini Doppler perché sono intrinsecamente deboli e quindi sono necessari grandi telescopi per captare un segnale abbastanza forte. Eppure queste stelle comprendono la stragrande maggioranza delle stelle nella nostra Galassia, superando di gran lunga le stelle di tipo G come il Sole.

Siamo particolarmente interessati alle stelle M e K perché i pianeti nella zona abitabile dovrebbero essere rilevati più facilmente con la nostra tecnica Doppler. Anche la rilevabilità è migliorata perché il rumore astrofisico delle stelle di tipo M e K è inferiore a quello delle stelle di tipo G e F. Le stelle più massicce (tipi A, B e O) non sono buone candidate per le ricerche di pianeti Doppler perché l’alta luminosità delle stelle ionizza la maggior parte delle linee spettrali atomiche e le stelle ruotano più velocemente (allargando le poche linee spettrali); questo riduce la nostra capacità di effettuare misurazioni precise degli spostamenti delle linee spettrali.

La zona abitabile è una distanza dalla stella dove non è troppo calda (in modo che l’acqua liquida evapori) e non troppo fredda (in modo che l’acqua liquida sia congelata). A volte è chiamata la “zona di riccioli d’oro” perché la temperatura è “giusta” per la ritenzione degli oceani di acqua.

La bassa luminosità intrinseca delle stelle di tipo M e K significa che viene emessa meno energia dalla stella. Di conseguenza, la “zona Goldilocks” in cui i pianeti intercettano abbastanza energia per l’esistenza di acqua liquida si trova più vicino alla stella ospite. Questa vicinanza rende più facile per le indagini Doppler rilevare i pianeti potenziali per due motivi: (1) i periodi orbitali sono più brevi (accorcia il tempo di cui abbiamo bisogno per guardare) e (2) il segnale che stiamo cercando di rilevare (la velocità riflessa che un pianeta esercita sulla sua stella) è più grande perché la forza gravitazionale del pianeta sulla stella aumenta rapidamente con la distanza decrescente. La figura sopra rappresenta la distanza relativa tra le stelle ospitanti e i pianeti per le diverse classificazioni stellari.

Stiamo approfittando della recente identificazione di più di 3.000 nani K e M vicini dal sondaggio SUPERBLINK del collaboratore, Sebastien Lepine. Le stelle bersaglio sono state pre-schermate con spettroscopia a bassa risoluzione per ridurre il numero di binari spettroscopici e stelle flare. L’obiettivo di questo progetto è quello di schermare fino a 1.600 stelle a bassa massa per la presenza di esopianeti.

Le misurazioni doppler per il programma M-to-K vengono effettuate presso l’Osservatorio Keck sul più grande telescopio della Terra, situato su Mauna Kea nelle Hawaii. Riconosciamo con gratitudine il supporto per il tempo del telescopio a Keck dall’Università di Yale e dalla NASA.

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