L’imaging diretto – metodo di rivelazione che consiste nello scattare vere e proprie fotografie degli esopianeti – è una delle possibili tecniche per caratterizzare i mondi che orbitano a grandi distanze dalla propria stella. La sua applicazione presenta tuttavia una sfida cruciale: riuscire a distinguere la debole luce del pianeta da quella, immensamente più intensa, della stella che lo ospita.
Il problema è legato, in particolare, alla cosiddetta Point spread function (Psf) stellare, o funzione di diffusione del punto: il parametro che descrive come l’ottica del telescopio distribuisce la luce proveniente da una sorgente puntiforme nell’immagine acquisita. In un sistema ottico ideale, una stella apparirebbe come un singolo punto luminoso. Nella realtà, tuttavia, le imperfezioni dello strumento “spalmano” la luce su un’area più ampia, formando una sorta di alone luminoso. Il risultato è un bagliore che può nascondere completamente il segnale del pianeta, molto meno luminoso della stella. Si tratta di un limite che colpisce anche i telescopi più potenti al mondo, compreso il James Webb Space Telescope (Jwst).
Per superare questo ostacolo, un gruppo di astrofisici guidato dalla Northwestern University ha ora sviluppato un’innovativa tecnica computazionale in grado di sottrarre il bagliore stellare e svelare pianeti finora nascosti. Combinando la modellazione con tecniche di apprendimento automatico, il nuovo metodo si è rivelato in grado di correggere le imperfezioni microscopiche dello strumento che ostacolano l’individuazione degli oggetti più deboli. Applicata ad alcune osservazioni già acquisite dal Jwst, la tecnica ha aumentato la sensibilità di rilevamento dei pianeti fino a 15 volte. I risultati dello studio sono stati pubblicati oggi sulla rivista Nature.
L’immagine mostra il confronto tra due tecniche di elaborazione delle osservazioni del sistema 51 Eridani e una simulazione del pianeta 51 Eri b. A sinistra: osservazione di 51 Eridani A (51 Eri) ottenuta con lo strumento NirCam del James Webb Space Telescope (Jwst) attraverso il filtro F430M. L’immagine è stata elaborata con il metodo Klip, una tecnica standard per sottrarre la luce della stella. Nell’analisi originale, il metodo non ha permesso di rilevare il pianeta 51 Eri b, la cui posizione attesa è indicata dal cerchio tratteggiato. Al centro: la stessa osservazione, elaborata con il nuovo metodo Flip per rimuovere la luce stellare. La tecnica ha consentito agli astrofisici di ottenere una rilevazione significativa di 51 Eri b, con una significatività statistica superiore a 5 sigma. A destra: l’immagine simulata di 51 Eri b, che mostra come il pianeta sia rilevato nella posizione prevista e presenti una morfologia del segnale coerente con quella attesa. La posizione della stella 51 Eri è indicata dal simbolo a forma di stella. Crediti: Rodrigo Ferrer-Chavez
Fotografare un esopianeta tramite imaging diretto è un’impresa paragonabile al tentativo di individuare una lucciola posata sul riflettore di un faro acceso, spiegano i ricercatori. Il motivo è semplice: l’alone luminoso della stella prodotto dal sistema ottico nell’immagine acquisita può sovrastare la luce, molto più debole, dei pianeti vicini, rendendoli difficili da individuare.
Per affrontare questa sfida, telescopi come il Jwst utilizzano strumenti chiamati coronografi, che bloccano la luce stellare per consentire di rilevare gli oggetti più deboli. Schermare la luce stellare, tuttavia, non basta. Minime variazioni di temperatura o microscopiche vibrazioni del telescopio possono infatti provocare impercettibili spostamenti degli specchi, alterando il percorso della luce. Il risultato è un bagliore stellare residuo che continua a nascondere i pianeti.
Confronto schematico tra il metodo standard di sottrazione della luce stellare dalle immagini scientifiche (a) e il metodo Flip proposto in questo studio, basato sulla modellizzazione fisica (b). La funzione di diffusione del punto (Psf) della stella è influenzata da aberrazioni inevitabili del telescopio, la cui entità non è nota con precisione. Tra queste figurano il disallineamento tra la stella e il coronografo e le aberrazioni di fase delle ottiche, rappresentate dalle curve colorate a sinistra degli schemi. I metodi tradizionali di sottrazione della luce stellare, basati su immagini di riferimento acquisite empiricamente, sono limitati dalle instabilità del telescopio, che possono modificare queste aberrazioni. Di conseguenza, le immagini di riferimento presentano Psf differenti tra loro (rappresentate da curve e contorni di immagini di colori diversi), rendendo imperfetta la sottrazione quando vengono combinate per costruire un modello empirico. Il metodo Flip supera questo limite calibrando preventivamente un modello dello strumento, una sorta di “gemello digitale”, sulle immagini di riferimento, in modo da riprodurne la psf. Successivamente, il metodo determina le piccole variazioni delle aberrazioni del telescopio che consentono di descrivere al meglio l’immagine scientifica. Questo processo è rappresentato da un ciclo di ottimizzazione che modifica le stime delle aberrazioni con grande flessibilità, fino a individuare quelle effettive che determinano la Psf dell’immagine scientifica (rappresentate dalle curve rosse). In questo modo, il nuovo approccio supera i limiti imposti dalla varietà di aberrazioni ricavabili dalle immagini di riferimento imperfette, tipica degli approcci tradizionali. Crediti: Rodrigo Ferrer-Chavez et al., Nature, 2026
«Cerchiamo di rendere i telescopi il più possibile stabili, ma dobbiamo ancora fare i conti con sfide ingegneristiche estremamente complesse», dice Jason Wang, ricercatore alla Northwestern University e co-autore dello studio . «Alcune cause di instabilità sono note, altre ancora sconosciute. Piccole variazioni di temperatura, per esempio, possono provocare l’espansione o la contrazione di uno specchio anche di pochi picometri. Telescopi come il Jwst sono dotati di sistemi di raffreddamento criogenico che mantengono gli strumenti a temperature estremamente basse. Questi sistemi utilizzano piccoli motori che possono generare vibrazioni negli specchi. Sono problemi di questo tipo, insieme ad altri che non abbiamo ancora compreso del tutto, con cui dobbiamo confrontarci man mano che impariamo a costruire telescopi così complessi».
Per eliminare questo bagliore residuo, negli ultimi anni gli astronomi hanno utilizzato tecniche di elaborazione delle immagini basate sul confronto con una stella di riferimento. Il procedimento consiste nell’osservare una stella diversa dal target scientifico e utilizzarne l’immagine per stimare la luce diffusa prodotta dalla stella principale. Questa viene quindi sottratta dall’immagine originale, riducendo il bagliore stellare e permettendo così di individuare eventuali pianeti che altrimenti resterebbero nascosti.
«Negli ultimi vent’anni, la strategia per affrontare questo problema è stata quella di osservare una stella diversa da quella bersaglio e utilizzare la sua immagine come riferimento», aggiunge Wang. «Sottraendo questa immagine dall’osservazione originale, riusciamo a cancellare il bagliore stellare indesiderato e a rivelare pianeti molto deboli che altrimenti resterebbero invisibili».
Il problema di questo approccio è che anche cambiamenti impercettibili nella struttura fisica del telescopio possono modificare la distribuzione della luce stellare. La conseguenza di ciò è che l’immagine di riferimento non corrisponde mai perfettamente all’osservazione effettiva, lasciando un bagliore residuo sufficiente a mascherare i pianeti più deboli.
Da qui la soluzione proposta dal team di ricerca: un nuovo metodo, chiamato Physics-based learning for imaging planets (Flip), che, anziché affidarsi esclusivamente alle immagini di riferimento, si basa sulla creazione di una sorta di gemello digitale del telescopio, una replica virtuale che simula il percorso della luce stellare attraverso gli specchi dello strumento fino a raggiungere i suoi rivelatori, consentendo di ricostruire e sottrarre il bagliore residuo con maggiore precisione.
«I pianeti sono un milione di volte più deboli delle loro stelle», sottolinea Rodrigo Ferrer-Chavez della Northwestern University, che ha guidato lo studio. «Per fotografare gli esopianeti dobbiamo quindi rimuovere quel bagliore. È un problema davvero complesso, perché anche le più piccole variazioni nel telescopio possono influenzare il modo in cui la luce stellare si distribuisce nell’immagine. Piccoli spostamenti o inclinazioni, anche nell’ordine di pochi nanometri, possono modificarne la distribuzione. Il nostro metodo modella il modo in cui la luce viaggia attraverso il telescopio e tiene conto di questi minuscoli cambiamenti, permettendoci di rimuovere il bagliore con molta più precisione».
Per costruire il “gemello digitale”, i ricercatori hanno utilizzato tecniche computazionali simili a quelle impiegate per addestrare i modelli di intelligenza artificiale, ottimizzando milioni di parametri del modello per riprodurre anche le piccole imperfezioni del telescopio, tra cui lievi spostamenti di posizione e distorsioni delle ottiche. «Abbiamo utilizzato gli stessi strumenti computazionali impiegati per addestrare i modelli di intelligenza artificiale, ma senza ricorrere propriamente all’IA», osserva Wang. «Conoscendo già la fisica dell’ottica, non abbiamo bisogno dell’IA per capire cosa stia succedendo»
Regolando progressivamente i parametri interni del modello, i ricercatori hanno fatto sì che il gemello digitale riproducesse con notevole precisione il comportamento del telescopio reale. In questo modo, il modello è riuscito a ricostruire la luce stellare indesiderata, che è stata poi sottratta dall’immagine per far emergere eventuali segnali planetari altrimenti nascosti.
A questo punto bisognava soltanto mettere alla prova il metodo. Per farlo, il gruppo ha rianalizzato i dati d’archivio del Jwst relativi a tre stelle: Tyc 5899, attorno alla quale non sono noti compagni planetari, Hip 65426 e 51 Eridani, entrambe con pianeti già conosciuti. Il risultato? In quest’ultimo sistema planetario il metodo ha messo in luce con chiarezza la presenza di 51 Eridani b, un gigante gassoso già scoperto in precedenza, ma che era sfuggito alle osservazioni con lo strumento Nircam di Jwst.
Nel complesso, sottolineano i ricercatori, il metodo ha migliorato la sensibilità di rilevamento di esopianeti da 2 a 15 volte rispetto alle tecniche tradizionali.
«Abbiamo dimostrato che è effettivamente possibile recuperare un pianeta che in precedenza nessuno era riuscito a vedere», osserva Wang. «Si tratta di dati reali, in uno scenario reale: era scienza che avevamo lasciato sul tavolo solo perché non disponevamo degli strumenti giusti per analizzare i dati nel modo più efficace possibile».
Dopo oltre 35 anni di sviluppo delle tecniche coronografiche per l’imaging degli esopianeti, concludono i ricercatori, questo lavoro rappresenta il primo caso in cui una tecnica di sottrazione della Point spread function basata sulla modellizzazione supera le prestazioni dei metodi standard, migliorando la sensibilità fino a un ordine di grandezza. Nell’articolo, inoltre, sottolineano che, nel breve periodo, questo miglioramento potrebbe avere un impatto significativo sulla scoperta e sulla caratterizzazione degli esopianeti con il Jwst. In particolare, nelle osservazioni condotte con Nircam, consentirà di individuare pianeti più deboli e più freddi, meno massicci o più vecchi. Questo approccio – continuano – potrebbe inoltre essere esteso allo strumento Mid-Infrared Instrument (Miri) del Jwst, contribuendo alla ricerca e alla caratterizzazione degli esopianeti a lunghezze d’onda particolarmente interessanti, superiori a 5 micrometri.
Nel lungo periodo, il nuovo approccio potrebbe contribuire allo sviluppo della prossima generazione di telescopi dedicati alla ricerca di esopianeti, come l’Habitable Worlds Observatory della Nasa, progettato per fotografare mondi simili alla Terra in orbita attorno a stelle simili al Sole. Per individuare pianeti così piccoli e deboli, il telescopio dovrà garantire una stabilità ottica dell’ordine dei picometri, ovvero millesimi di miliardesimo di metro: un requisito da cento a mille volte più stringente rispetto a quello del Jwst. Questi livelli di stabilità rappresentano una sfida considerevole, che limita fortemente le possibili soluzioni progettuali del telescopio.
Il metodo proposto dai ricercatori offre una possibile soluzione: invece di puntare esclusivamente sulla stabilità del telescopio attraverso complesse soluzioni ingegneristiche, sarà possibile correggere le minuscole imperfezioni ricorrendo a tecniche computazionali.
Per saperne di più:
- Leggi su Nature l’articolo “Imaging exoplanets below the telescope stability limit” di Rodrigo Ferrer-Chavez, Jason J. Wang, Katherine L. Bouman, William T. Freeman, Laurent Pueyo, Brandon Y. Feng e Marshall D. Perrin