Fino al Diciassettesimo secolo l’universo noto consisteva di otto corpi, i pianeti (dal greco planetes, vagante): Terra, Sole, Luna, Mercurio, Venere, Marte, Giove, Saturno, più le stelle fisse. Nel 1610 Galileo osservò il cielo con il telescopio e le conoscenze sull’universo si moltiplicarono: furono scoperti Urano, Nettuno, Plutone, una miriade di satelliti, gli asteroidi e recentemente la Fascia di Kuiper, a forma di disco intorno al Sole estesa da 40 a 1000 Unità astronomiche(1) (Ua), e la Nube di Oort, a forma sferica, delle dimensioni di 100 mila Ua e contenente più di 100 miliardi di planetesimi(2). Le due regioni erano state ipotizzate in relazione al problema dell’origine delle comete, ancora non completamente risolto. La visione degli antichi sull’esistenza di altri sistemi solari può essere riassunta nelle contrastanti affermazioni di Epicuro: «Ci sono infiniti mondi simili e dissimili dai nostri», e di Aristotele: «Non ci possono esserci altri mondi oltre che il nostro». Le recenti scoperte di sistemi extrasolari hanno dato ragione a Epicuro, confermando che l’esistenza di pianeti attorno alle stelle non è una peculiarità del nostro Sole. I pianeti extrasolari sinora scoperti sono quasi tutti dei giganti gassosi, simili a Giove, inadatti a supportare la vita come la conosciamo, ma l’esistenza di mondi extraterrestri, con forme di vita e civiltà simili alle nostre, è molto più probabile di quanto si possa pensare. Questi e altri sistemi planetari infatti, potrebbero comprendere corpi di tipo terrestre, che potranno essere identificati in futuro, con l’uso di più sofisticati strumenti d’osservazione. I primi risultati in questo campo sono giunti nel 1980, quando, attorno alla Beta Pictoris, fu osservato un disco di gas e polvere, noto come disco di accrescimento, dove probabilmente risiede un sistema planetario in via di formazione, secondo l’attuale modello di origine del sistema solare, dove i pianeti si formano a partire da nubi di gas e polvere, residui della materia interstellare che ha dato vita alla stella attorno a cui orbitano. L’astronomo Wolszczan sostenne di aver trovato i primi pianeti extrasolari nel 1993, in orbita intorno alla pulsar PSR 1257+12. Osservazioni successive hanno dimostrato che questi oggetti non sono veri pianeti, ma specie di nane brune(3). Si pensa che siano resti della supernova che ha prodotto la pulsar, formatisi in modo diverso dai pianeti convenzionali. La prima vera scoperta di un pianeta extrasolare avvenne nel 1995, quando Mayor e Queloz dell’Osservatorio di Ginevra annunciarono la scoperta di un pianeta, con massa circa 0,5-2 volte quella di Giove, attorno alla stella, di tipo solare, 51 Pegasi. In seguito la ricerca di pianeti extrasolari ha portato il numero totale di quelli sinora osservati a oltre 150, anche se solo alcuni di essi fanno parte di sistemi simili al nostro, essendo quasi tutti giganti gassosi che orbitano molto vicino alle loro stelle. Questi corpi non sono stati individuati attraverso l’osservazione diretta al telescopio, cosa quasi impossibile considerata la distanza e la luminosità della stella, ma tramite l’influenza da essi esercitata sulle stelle attorno alle quali orbitano, e quindi con metodi indiretti, che permettono comunque di calcolarne orbita e massa.
Il merito dei progressi in questo campo risiede nella misura Doppler delle minime variazioni di velocità radiale (pochi metri/secondo) che uno o più pianeti producono sulla stella attorno a cui ruotano (per esempio Giove produce sul Sole un’oscillazione ritmica e lievissima di circa 13 metri/secondo, con un periodo di 12 anni). Misure così lievi sono teoricamente possibili solo valutando lo spostamento verso il blu e il rosso di certe linee spettrali nello spettro della stella in esame. Alcune delle tecniche usate sono le seguenti: 
- Effetto Doppler. Analizzando lo spettro della luce stellare, si possono rilevare delle piccole oscillazioni della stella, che orbitando assieme al pianeta attorno al comune centro di massa, si allontana e si avvicina alla Terra, provocando uno spostamento delle righe spettrali rispettivamente verso il rosso o verso il blu. 
- Metodo astrometrico. Questa tecnica studia il moto apparente delle stelle proiettato sulla volta celeste. Le stelle più vicine al Sole mostrano, in un dato periodo, un moto proprio maggiore delle stelle lontane, che invece appaiono immobili nel cielo. La ricerca dei pianeti extrasolari, effettuata mediante l’astrometria, richiede una misura accurata della posizione della stella per un lungo tempo, così da verificare se il suo moto proprio è lineare o se invece presenta delle oscillazioni provocate dalla presenza di eventuali compagni. Questa tecnica fornisce risultati ottimali nel caso di sistemi planetari in stelle vicine e con pianeti massicci orbitanti lontano dalla stella principale e con orbite di lungo periodo. L’estrema difficoltà di queste misure è messa in evidenza ricordando che un pianeta di «tipo terrestre» in orbita attorno a un altro sole richiederebbe, per essere rilevato, misure di moto proprio con una precisione di un milionesimo di secondo d’arco: ben al di là delle possibilità osservative attuali. Quanto è difficile osservare un pianeta extrasolare? Dipende dalla distanza della stella e dalla massa del pianeta. Ad esempio, se il Sole fosse osservato da una distanza di 10 parsec, un pianeta della massa di Giove mostrerebbe una variazione sinusoidale nell’ampiezza di 13 m/s in un periodo orbitale uguale a 12 anni. Nel caso di Urano risulterebbe di 0,3 m/s in un periodo di 84 anni, mentre per un pianeta della massa della Terra sarebbe di 0,09 m/s per un periodo orbitale di un anno. Si tratta di piccole variazioni che rendono quasi proibitiva la ricerca di pianeti lontani e soprattutto di tipo terrestre! In sostanza non si possono rivelare pianeti con raggio orbitale maggiore di 10 unità astronomiche (come Urano e Nettuno del nostro Sistema solare) in quanto richiedono periodi di osservazione troppo lunghi, né con raggio orbitale minore di 0,03 unità astronomiche, sia perché le maree della stella centrale distruggerebbero i pianeti, sia perché essi potrebbero essere inglobati nell’atmosfera della stella principale. 
- Osservazione diretta. È un metodo previsto per il futuro, quando le tecnologie che permetteranno di rilevare direttamente eventuali corpi planetari orbitanti attorno alle stelle, attraverso tecniche interferometriche (soppressione della luce stellare e conseguente rafforzamento di quella del pianeta) e coronografiche (creazione di eclissi artificiali). 

Per individuare pianeti e sistemi extrasolari, i maggiori enti spaziali stanno programmando per i prossimi quindici anni una serie di progetti, che unitamente a future missioni spaziali, si avvarrano di strumenti e tecniche sempre più perfezionate. Ne citiamo alcuni: il Telescopio Kepler, un nuovo telescopio spaziale, che sarà lanciato dalla Nasa nel 2007, con uno speciale specchio di un metro di diametro, per rilevare minime variazioni della luminosità di una stella dovute al transito di un pianeta; la Space Interferometry Mission che, programmata per il 2009, permetterà la misura delle distanze e delle posizioni stellari con una precisione centinaia di volte maggiore di quella degli strumenti attuali, e quindi la possibilità di intercettare pianeti di tipo terrestre. I pianeti extrasolari scoperti finora sono tutti più massicci di Saturno e gran parte di loro hanno orbite o molto vicine alle loro stelle o molto più eccentriche di quelle dei pianeti nel nostro sistema solare. Tali pianeti possono essere divisi in tre gruppi: giganti molto prossimi alla stella, entro 0.1 Unità astronomiche, le cui orbite sono largamente circolari; pianeti con orbite altamente eccentriche; pianeti analoghi a Giove in termini di periodo e semiasse maggiore e con bassa eccentricità. 51 Peg è un esempio del primo gruppo, ricco di stranezze. Trovandosi a soli 7 milioni di chilometri dalla stella centrale, la sua temperatura è torrida, dell’ordine di 1000 o 2000 C. Avendo massa di tipo gioviano, dovrebbe possedere composizione simile a quella di Giove (H2/He) senza molecole più complesse. L’acqua dovrebbe essere presente, con assenza di due composti che spiegano le colorazioni dell’atmosfera di Giove, vale a dire CH4 (metano) e NH3 (ammoniaca). Il caso di 70 Vir (una stella di tipo solare distante 29 anni luce, con orbita eccentrica) è completamente diverso. Nel suo movimento si sono riscontrate variazioni di velocità ripetute ogni 116,6 giorni ma con andamento non perfettamente sinusoidale. Fu immediato attribuire questo effetto a un pianeta (70 Ver B) ruotante attorno alla stella principale su un’orbita fortemente ellittica. La massa minima di 70 Vir B risulta di 6,5 Mg. Questo valore, però è solo un valore minimo per il caso che l’orbita sia vista esattamente di taglio. La massa potrebbe essere quella di una nana bruna (M> 10 Mg) se la sua orbita fosse vista esattamente di piatto. 
Le proprietà di questi pianeti, la maggior parte dei quali hanno masse simili a quella di Giove, sono difficili da spiegare con il modello standard di formazione planetaria, che predice che i pianeti nascono in un luogo e qui rimangono, che le orbite sono quasi circolari e che i pianeti giganti si trovano a distanze maggiori di 1 Ua dalla stella centrale, distanza dove la temperatura nella nebulosa proto-stellare è abbastanza bassa da permettere la condensazione dei silicati. Secondo la teoria standard il materiale solido orbitante una stella si accumula fino a formare un nucleo roccioso chiamato «planetesimo». A un certo punto durante l’accumulazione, il nucleo raggunge una massa critica e inizia un rapido accrescimento di gas attorno a esso. La scoperta dei pianeti extrasolari ha quindi portato a una revisione dei modelli di formazione planetaria. Il primo problema è come sia possibile che pianeti si trovino a distanze minori di 0.05 Ua. Modelli standard mostrano che a 0.05 Ua (regione nella quale sono osservati alcuni dei pianeti) la temperatura è troppo elevata, circa 2000 K, per l’esistenza di piccole particelle solide. Il materiale refrattario di cui sono costituiti i pianeti non può condensare a temperatura più alta di 1500 K. Secondo i modelli più accettati della densità superficiale del disco, non ci sarebbe abbastanza massa a distanze inferiori a 0.5 Ua perché si formino nuclei solidi di massa 10 masse terrestri. Anche se la condensazione del nucleo fosse possibile vicino alla stella centrale, rimane il problema se ci sia abbastanza gas per formare un pianeta di tipo gioviano. Infine, è noto dai modelli di evoluzione planetaria che nelle prime fasi i pianeti sono più grandi di un fattore dieci che nelle fasi finali di formazione. Un raggio più ampio implica una più bassa velocità di fuga con la conseguenza che il pianeta è più suscettibile all’evaporazione dovuta ai venti stellari. Se i giganti gassosi sono incapaci di formarsi a tali piccole distanze dalla stella, come possono i pianeti extrasolari essere così vicini alla stella genitrice? Tale dilemma può essere affrontato mediante cinque differenti meccanismi. 
a) Interazione con un compagno distante. 
b) Dissipazione nella nebulosa proto-stellare. Interazioni mareali tra un pianeta massiccio e un disco circumstellare danno origine a trasferimento di momento angolare tra il disco e il pianeta. Il moto planetario nel disco origina onde di densità sia all’interno che all’esterno del pianeta. Tali onde respingono il materiale del disco da entrambi i lati dell’orbita del proto-pianeta tentando di aprire un gap (apertura) nel disco, la cui dimensione dipende dalla viscosità del disco e inversamente dalla massa del pianeta. Se la formazione del gap ha successo, il protoplaneta viene bloccato nel disco ed è costretto a condividerne il fato. Questo meccanismo è chiamato Drift di tipo II. La situazione è diversa se il pianeta non è abbastanza grande da aprire e sostenere un gap. Anche in questo caso il proto-pianeta migra verso l’interno ma il tempo necessario per la migrazione è persino più breve del Drift di tipo II. Quest’ultimo è indicato col termine Drift di tipo I. Un problema dei meccanismi di drift è che il tempo scala di migrazione è corto rispetto alla vita di un sistema planetario. È quindi necessario che esista un meccanismo che fermi la migrazione prima che il pianeta cada sulla stella. Un possibile meccanismo di stop della migrazione è connesso a effetti mareali o magnetici a corto range.
c) Interazione risonante con un disco di planetesimi. In questo modello, la migrazione planetaria inizia quando la densità superficiale dei planetesimi è maggiore di un valore critico. Il vantaggio di questo meccanismo è che la migrazione viene fermata naturalmente a brevi distanze dalla stella quando la maggioranza dei planetesimi collide con la stella. Il meccanismo spiega l’esistenza di pianeti su orbite eccentriche se questi hanno masse maggiori di tre masse gioviane. Un suo svantaggio è che per produrre la migrazione di un pianeta delle dimensioni di Giove è necessario un disco troppo massiccio, che potrebbe originare più di un pianeta o portare instabilità gravitazionale dello stesso disco.
d) Instabilità dinamiche in un sistema di pianeti giganti. Le orbite dei pianeti potrebbero diventare instabili se il raggio orbitale evolve secolarmente a tassi differenti o se le masse aumentano significantemente a seguito di accrezione dell’involucro di gas del pianeta.
e) L’ultimo meccanismo si basa su un effetto scoperto da Chandrasekhar (1943) nei sistemi gravitazionali, noto come frizione dinamica, che consiste nel frenamento di un oggetto massivo (pianeta) che si muova in uno sciame di oggetti meno massivi (planetesimi).
Nessuno dei meccanismi da solo è capace di spiegare la migrazione planetaria, probabilmente combinando più processi potranno ottenersi risultati migliori. Molti progressi sono stati fatti nell’ultimo decennio nella ricerca dei pianeti extrasolari ma molta strada si apre davanti. L’interesse tra gli astronomi nella ricerca di pianeti extra-solari sta crescendo assieme alla consapevolezza che essa può essere tecnicamente realizzabile. La ripresa della costruzione di telescopi e i previsti lanci di nuove piattaforme spaziali incoraggiano molti scienziati a rivedere e migliorare i mezzi per scoprire pianeti. La rilevazione diretta della luce proveniente da un pianeta lontano sarebbe la prova più decisiva della scoperta. A ravvivare l’interesse per la ricerche di pianeti extra-solari è il fatto che è ragionevole pensare che attorno a delle stelle di classe G, «soli», orbitino dei pianeti di tipo terrestre, alcuni dei quali a una distanza che permetta loro di avere acqua allo stato liquido. È ragionevole pensare che con acqua allo stato liquido, la giusta temperatura, gli elementi chimici necessari (assai diffusi nell’universo), e tempi sufficientemente lunghi possa nascere la vita. È inoltre ragionevole pensare che con la vita nasca anche il concetto di «sopravvivenza» che darà uno stimolo importante per lo sviluppo dell’intelligenza. La ricerca dei pianeti di tipo terrestre è sicuramente per la Nasa e per l’Esa un settore chiave nella ricerca spaziale, sia per le osservazioni da Terracon ottica adattativa (Large Binocular Telescope e VLTI) che per le osservazioni dallo spazio (SIM, TPF e Darwin). Diverse missioni sono in progetto (con date di partenza, per quelle spaziali, tra il 2009 e il 2015) aventi tra gli scopi principali la ricerca di pianeti terrestri attorno alle stelle più vicine, richiedendo un’accuratezza astrometrica molto elevata, per misure fino all’ordine di 1 Ua, facendo il paio con l’interferometria IR che dovrebbe addirittura studiare le condizioni della superficie di quei pianeti.

Note
1) 1 UA=150.000.000 di km, pari alla distanza Terra-Sole; 2) Secondo la teoria standard di formazione planetaria il materiale solido orbitante una stella in un disco gassoso accumula materiale fino a formare un nucleo roccioso chiamato “planetesimo”; 3) Le sfere di idrogeno con massa compresa tra 10 e 80 masse gioviane vengono definiti dagli astronomi Nane Brune. Queste sono rimaste nel regno delle ipotesi finché, a un congresso del ‘95 a Firenze, il gruppo di Kulkarni del Caltech presentò prove inconfutabili dell’esistenza di una di esse, scoperta attorno alla nana rossa Gliese 229 (GL229).