Il Notiziario di Malachia n.2 2013
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PUBBLICATO DA:
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Malacologia: Raffaele Petrone
Astronomia: Roberto Mura
Pubblicazione periodica:
Anno II numero 2 2013
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Le versioni cartacee vanno richieste a redazione@malachia.it
Copertina: Marco Ramazzotti Acherontia Lab
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Supplementi ed allegati:
serie
I Quaderni di Malachia
Il Notiziario di Malachia n.2 2013
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Sommario
Lautoconus ventricosus (Gmelin, J.F., 1791) sinistrorso in acquario di Loi S. & al. …………………….….………… 3
Sopra una specie poco nota di crostaceo Decapode Brachyuro di Tiozzo F.C.……………….……..…………..….… 10
Genus Naria di Nappo A.………………………….…………………………………………………………………………..……...…….... 16
Marmorana (Ambigua) fuscolabiata circeja di Giannelli L.……………………………………………………….………….... 22
I pianeti extrasolari di Mura R. …………………………………………………………………………………………………….………. 51
Il Notiziario di Malachia n.2 2013
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Lautoconus ventricosus (Gmelin, J.F., 1791) sinistrorso in acquario
Sergio Loi
*
- Andrea Nappo
**
- Donatella Pulisci
***
Ricevuto il 17/11/2013 Accettato il 01/12/2013
Keywords: Mollusca, Gastropoda, Caenogastropoda, Conoidea, Conidae, Lautoconus ventricosus (Gmelin,
J.F., 1791), sinistrismo.
Introduzione
Il fenomeno del sinistrismo per il Lautoconus ventricosus (Gmelin, J.F., 1791) è noto assai da tempo.
Una segnalazione di L. ventricosus sinistrorso fu fatta per la costa francese di Cap Benat nel 1967, dove
furono trovati 5 esemplari vivi (La Conchiglia, anno I, n. 4 giugno 1969, pag. 14), e un ulteriore
ritrovamento, sempre a Cap Benat, nel 1970 (La Conchiglia, anno II, n. 10 (20) ottobre 1970, pag. 6).
La prima notizia della presenza del Lautoconus ventricosus sinistrorso (Gmelin, J.F., 1791), risalente al 1973,
nella costa sud occidentale della Sardegna è riportata da “G. Donati, S. Gargiulo, B. Porfirio -Nota sul
rinvenimento di 11 esemplari sinistrorsi di Conus mediterraneus Hwass in Bruguière 1792; La Conchiglia,
anno XVI n.182-183 maggio-giugno 1984, pagg. 21-22-23”.
In questo articolo descriviamo brevemente il comportamento di un esemplare sinistrorso e di alcuni
destrorsi della stessa specie osservati per 28 mesi in acquario.
Il sinistrismo
Il sinistrismo è causato da una mutazione genetica che si manifesta raramente. Questa inversione del senso
d’avvolgimento della spirale regola non solo l’avvolgimento della conchiglia, ma tutta l’anatomia del
mollusco (Fig. 1).
Essendosi avuti nella costa sud occidentale della Sardegna ripetuti ritrovamenti, ci siamo posti la domanda,
a cui però non siamo ancora in grado di dare una risposta, se tale elevata presenza di L. ventricosus
sinistrorso non sia imputabile a particolari condizioni ambientali che in qualche modo possono favorire
l’insorgere di questa mutazione.
Lungo le coste della Sardegna tra il 1987 e il 2013 sono stati trovati diversi individui di cui 28 spiaggiati,
alcuni in detrito sabbioso grossolano a 3 m di profondie 3 vivi sul litorale (Tab. 1).
Dei tre vivi uno è stato immesso in un acquario insieme ad alcuni destrorsi (Figg. 2a, 2b e 2c), dandoci così
l’opportunità di studiare più da vicino il loro comportamento e di poter approfondire le nostre conoscenze
sulla biologia di questa specie e, in particolare, di verificare se fra il sinistrorso e i destrorsi erano osservabili
comportamenti differenti.
*
ergio.loi@gmail.com
**
nappo.andrea@gmail.com
***
donatella.pulisci@tiscali.it
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L’acquario
Abbiamo utilizzato per l’osservazione un acquario di 40 litri, collocato in una zona fresca, munito di
ossigenatore e filtro meccanico per la pulizia e la circolazione dell’acqua. In particolare si è fatta attenzione
alla qualità dell’acqua attraverso un costante controllo di pH, densità, nitriti e temperatura, mediante
l’utilizzo di specifici indicatori. L’arredamento dell’acquario era costituito da sabbia mista a piccoli sassi, in
modo da riprodurre il più possibile l’habitat del ritrovamento.
Comportamento
Nonostante l’avvolgimento a spirale di tipo sinistrorso, che pensavamo potesse influire su alcune attività
del mollusco, non abbiamo riscontrato differenti abitudini comportamentali rispetto agli esemplari
destrorsi. Essendo questa specie lucifuga, durante il giorno i nostri L. ventricosus riducevano la loro attività
insabbiandosi o cercando un riparo lontano dalla luce, mentre la notte andavano in cerca di cibo (Fig. 3).
Abbiamo anche potuto osservare che sia i destrorsi che il sinistrorso, non hanno mostrato alcun “disagio”
nel vivere nella nuova condizione ambientale.
L’alimentazione
La specie si nutre di anellidi. Nelle prime settimane di soggiorno in acquario abbiamo provato a nutrire i L.
ventricosus con diverse specie di vermi. Quando gli anellidi erano di grandi dimensioni, venivano da noi
porzionati prima di darli in pasto. Con l’andare del tempo i L. ventricosus sono diventati meno diffidenti,
tanto che in molte occasioni siamo riusciti a “imboccarli” con facilità (Fig. 4). Abbiamo appurato che i L.
ventricosus prediligono anellidi vivi e in particolare il preferito è stato Perinereis cultrifera (Grube, 1840),
forse perché la sua carne era la più tenera tra quelle offerte.
Conclusioni
In generale i L. ventricosus, sia destrorsi che il sinistrorso, hanno mostrato notevoli capacità di
adattamento e nessun evidente cambiamento nel comportamento nonostante la condizione di cattività.
Abbiamo inoltre osservato una notevole crescita del mollusco sinistrorso nei primi 7 mesi in acquario (Tab.
2 e Graf. 1) forse dovuta al coincidere del periodo del suo massimo sviluppo e/o alla particolare
alimentazione fornita.
Con l’andare del tempo abbiamo anche notato nei L. ventricosus sia destrorsi che sinistrorso un
cambiamento nel procacciamento del cibo in quanto si è potuta osservare una minore attività di ricerca
della preda e del rilascio dell’aculeo velenoso per immobilizzare la stessa. Tale comportamento riteniamo
che possa essere verosimilmente dovuto all’abbondanza di cibo presente in acquario e al fatto che
venissero spesso “imboccati”.
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Appendice
Tab. 1 Alcuni dati sui 3 Lautoconus ventricosus sinistrorsi.
Altezza (h)
in mm
Larghezza (l)
in mm
h/l
20,0
11,0
1,818
11,0
6,0
1,833
11,0
5,8
1,897
*Esemplare osservato
Tab. 2 Altezza e larghezza dell’esoscheletro dell’esemplare sinistrorso osservato
in acquario (27/03/1989 - 29/07/1991)
Data misurazioni
Altezza (h)
in mm
Larghezza (l)
in mm
h/l
27/03/89
11,0
5,8
1,897
27/07/89
15,9
8,3
1,916
26/11/89
21,8
11,4
1,912
28/03/90
24,0
12,6
1,905
28/07/90
25,2
13,2
1,909
27/11/90
26,1
13,7
1,905
29/03/91
27,0
14,1
1,915
29/07/91
27,0
14,1
1,915
Graf. 1 Altezza e larghezza dell’esoscheletro dell’esemplare sinistrorso osservato in
acquario (27/03/1989 - 29/07/1991)
11,0
21,8
27,0
5,8
11,4
14,1
0
5
10
15
20
25
30
0 122 244 366 488 610 732 854
mm
giorni
altezza larghezza
27/03/89
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Documentazione fotografica
Fig. 1 Piede del Lautoconus ventricosus sinistrorso
Fig. 2a Lautoconus ventricosus in acquario
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Fig. 2b Lautoconus ventricosus in acquario
Fig. 2c - Lautoconus ventricosus in acquario
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Fig. 3 Lautoconus ventricosus alla ricerca del cibo
Fig. 4 Lautoconus ventricosus sinistrorso durante il pasto “facilitato”
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9
Fig. 5 Lautoconus ventricosus sinistrorsi
Costa sud occidentale della Sardegna
(Foto: Andrea Nappo)
Spagna
(Foto: Benito Josè Muñoz Sanchez)
Fig. 6 Lautoconus ventricosus spiaggiati (Costa sud occidentale della Sardegna)
Bibliografia
- Cossignani T. & Ardovini R.; Malacologia Mediterranea, Atlante delle conchiglie del Mediterraneo, 2011
- Donati G., Gargiulo S., Porfirio B.; Nota sul rinvenimento di 11 esemplari sinistrorsi di Conus mediterraneus Hwass in
Bruguière 1792; La Conchiglia, anno XVI n. 182-183 maggio-giugno 1984, pagg. 21-22-23
- La Conchiglia, anno I, n. 4 giugno 1969, pag. 14
- La Conchiglia, anno II, n. 10 (20) ottobre 1970, pag. 6
- Monteiro A., Tenorio M. J. & Poppe G. T.; The Family Conidae, 2004 pagg. 78-79
- Oliverio M.; Prima segnalazione di sinistrismo in Nassarius lima (Dillwin, 1817); La Conchiglia, anno XXII n. 260 1991
- Poppe Guido T. & Goto Yoshihiro; European Seashells, 1991
- Rockel D.; Conus mediterraneus or Conus ventricosus?; La Conchiglia, anno XIII n.144-145 maggio-giugno 1981,
pagg.18-19
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SOPRA UNA SPECIE POCO NOTA DI CROSTACEO
DECAPODE BRACHYURO
Tiozzo Franco Cuccaro
G.N.L. Chioggia
Ricevuto il 15/06/2013 Accettato il 01/12/2013
Abstract: Vengono qui elencate le differenze morfotassonomiche che intercorrono tra due specie di
granchi ragno” (Fam. Inachidae) Inachus communissimus e I. dorsettensis, il primo considerato
in passato solo sottospecie di I. dorsettensis.
La collocazione sistematica di Inachus communissimus è la seguente:
PHYLUM ARTROPODA Latreille, 1829
SUBPHYLUM CRUSTACEA Brunnich, 1772
CLASS MALACROSTACA Latreille, 1802
SUBCLASS EUMALACROSTACA Grobben, 1892
SUPERORDER EUCARIDA Calman, 1904
ORDER DECAPODA Latreille, 1802
SUBORDER PLEOCYEMATA Burkenroad, 1963
INFRAORDER BRACHYURA Latreille, 1802
SECTION EUBRACHYURA Sant Laurent, 1980
SUBSECTION HETEROTREMATA Guinot, 1977
SUPERFAMILY MAJOIDEA Samuelle, 1819
FAMILY INACHIDAE MacLay, 1838
GENUS INACHUS Weber, 1795
SPECIES COMMUNISSIMUS Rizza, 1839
La specie descritta dal Rizza nel 1839 è stata per lungo tempo confusa con un'altra specie molto
simile Inachus dorsettensis Pennant, 1777.
Solo nel 1959 lo spagnolo Dr. Zaricuiey Alvarez, specialista dei crostacei decapodi, segnalò le differenze
morfotassonomiche che distinguono le due specie di “Inachus” in modo chiaro.
In effetti, ad un esame sommario, i due granchi sembrano perfettamente simili per forma e colorazione.
Di seguito elenchiamo le principali caratteristiche morfologiche che differenziano le due specie, basandoci
sulla diagnosi fornita dal dr. Zariquiey nella sua opera postuma, edita nel 1968 Crustaceos Decapodos
Ibéricos” e sulle osservazioni dirette compiute su numeroso materiale: 68 esemplari di I. dorsettensis e 17 di
I. communissimus, tutti provenienti dall'Alto Adriatico.
A) Caratteristiche comuni alle due specie:
1) Regione gastrica con 4 tubercoli disposti in fila trasversalmente;
2) Assenza di placche sternali in ambo i sessi;
3) Assenza di spina postbranchiale.
B) Differenze interspecifiche: Inachus communissimus Rizza, 1839
1) Carapace più largo che lungo;
2) Dei quattro tubercoli della regione gastrica i due centrali sono i più elevati ed appuntiti;
3) Bordo sopra-orbitale pressoché liscio, senza granulazioni, con soli 3 o 4 tubercoli disposti su due
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file;
4) Il bordo postero-laterale non si continua con il bordo epimerale libero;
5) Dente interantennulare corto e rivolto in avanti, in modo che, guardando il carapace dorsalmente,
esso non appare tra i due denti rostrali;
6) Chelipedi circa 4 volte più lunghi della latitudine del carapace;
7) Dattili dell'ultimo paio di piedi ambulacrali senza denti apicali;
8) Guardando frontalmente il carapace si nota che il tubercolo arrotondato della regione mesogastrica,
che appare tra i due tubercoli centrali della regione gastrica è solo più grosso di questi e mai così
sviluppato in altezza e così acuto come in I. dorsettensis;
9) Spina post-orbitale, che si continua con il bordo sopra-orbitale liscio, poco più alta della successiva,
sita sullo stesso distale, nella regione epatica;
10) Nello spazio tra i quattro tubercoli della regione gastrica ed il rostro non si può scorgere neppure il
più piccolo tubercolo, essendo la superficie perfettamente liscia;
11) La base dei denti rostrali appare ventralmente solo lievemente arrotondata ed è sormontata da due
spine più o meno della stessa altezza.
C) Differenze interspecifiche: Inachus dorsettensis Pennant, 1777
1) Carapace più lungo che largo;
2) Dei quattro tubercoli della regione gastrica quelli esterni sono i più robusti ed acuti;
3) Bordo sopra-orbitario ricco di granulazioni disposte su due file;
4) Il bordo postero-laterale si continua con bordo epimerale libero;
5) Dente interantennulare a forma di spina acuta, rivolta in avanti verso l'alto in modo che , guardando
dorsalmente il carapace, essa appare sempre tra i due denti rostrali e raggiunge più o meno la
stessa altezza dei medesimi;
6) Chelipedi tre volte più lunghi della latitudine del carapace;
7) Dattili dell'ultimo paio di piedi ambulacrali con due forti denti apicali;
8) Guardando frontalmente il carapace si nota che il tubercolo acuto, che appare tra i due tubercoli
centrali, dei quattro siti nella regione gastrica, è di gran lunga il più sviluppato di tutti e quattro;
9) Spina post-orbitale, che si continua con il bordo sopra-orbitale granuloso, seguita da una seconda spina,
sita lungo lo stesso distale nella regione epatica, di gran lunga più sviluppata di quest'ultima. Non viene
considerata in questa diagnosi una terza spina o tubercolo talvolta presente nella regione epatica,
intermedia alle due prese in considerazione e sita sullo stesso distale;
10) Nello spazio tra i quattro tubercoli della regione gastrica ed il rostro, si può scorgere perlomeno una
coppia di piccoli tubercoli disposti longitudinalmente e spesso anche altri di lato;
11) La base dei denti rostrali appare ventralmente arrotondata e priva lungo il distale superiore di spine e
tubercoli.
Le diagnosi da 1 a 7 sono state riviste solo in alcuni dettagli, così ad esempio al punto C-5 abbiamo
rilevato che non sempre il dente interantennulare raggiunge la stessa altezza dei due denti rostrali, come
osservato anche da Bouvier (1940).
Le diagnosi da 8 a 11 sono proposte qui per la prima volta e sono scaturite da particolari anatomici
risultati costanti in tutti gli esemplari da noi esaminati.
Di regola, in entrambi le specie, si nota dimorfismo sessuale nella forma e lunghezza dei chelipedi, che
nella femmina si presentano piuttosto esili e corti, mentre nel maschio sono sviluppati e dilatati nel mero e nella
palma.
Dal punto di vista economico alimentare, le specie ridescritte non rivestono alcuna importanza,
considerate le modestissime dimensioni del carapace che, in I. communissimus raggiungono, nel più grande
esemplare studiato mm. 29 di latitudine contro 27 di longitudine ed in I. dorsettensis mm. 23 di latitudine contro
mm. 24 di longitudine. Precisiamo in questa sede che i dati segnalati dal Dr. Zariquiey nella opera succitata, per
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quanto riguarda le dimensioni del carapace di I. dorsettensis non corrispondono alla realtà. Pensiamo infatti che,
per un errore di stampa, anziché mm 20 di latitudine, sia stata riportata la misura di mm 10, falsando il reale
rapporto tra latitudine e longitudine del carapace.
La colorazione appare solo di un bruno-giallastro poco più intenso in I. communissimus rispetto ad I.
dorsettensis. Il Rizza parla di “color carnicino brunastro”.
In Alto Adriatico da dove provengono gli esemplari esaminati I. communissimus è rinvenibile a profondità
variabili tra i 15 e 30 m e cioè alla stessa profondità dove comunemente viene catturato anche I. dorsettensis,
anche se per quest'ultimo in letteratura si parla di profondità variabili tra i 30 e 550 m.
Il nome vernacolo usato dai nostri pescatori è “selmo delle granceole” naturalmente ascrivibile ad
entrambe le specie.
Bibliografia:
Bouvier E. L.-1940 Décapodes marcheurs “Faune de france” 37 pagg. 351-355; pl. XIV^.
Falciai L.-Minervini R. -1992 Guida dei Cristacei Decapodi d'Europa F.Muzzio Ed. pagg. 256-258.
Martinelli et Al.-2011 Patterns of epibiont colonisation on the spider crab Inachus communissimus (Decapoda,
Inachidae) from the northern Adriatic Sea (Mediterranean Sea) Italian Journal of Zoology 78:4, 517-523.
Riedl R.-1970 Fauna und Flora der Adria-Paul Parey Eds. Pagg. 319; Tav 105
Rizza A. -1839 Descrizione di alcuni crostacei nuovi del golfo di Catania. Atti Acc. Gioenia sci. Nat. di Catania
15: 367-390.
Zariquyei A. -1946 Crustaceos decapodos Mediterraneos - Inst. Esp. Est. Medit. Barcelona – pag. 177. -1959
Crustaceos decapodos de la region de Cadaqués. Misc.zool. Mus Zool. Barcelona – pag. 87. 1968
Crustaceos Decapodos Ibéricos, Investig. Pes. tomo 32 Barcelona – pagg. 467/472.
Wicksten M.K 1980 “I granchi decoratori” in Scientific American.n 140- 04/80.
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NB: I numeri con le frecce corrispondono ai numeri delle diagnosi, in riferimento alle differenze
interspecifiche.
Fig. 1 - Visione dorsale del carapace: A (Inachus communissimus) B (Inachus dorsettensis).
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Fig. 2 – Carapace in visione laterale: C (I. communissimus) D (I. dorsettensis).
Dattilo del 5° pereiopodio: E Inachus communissimus.
Base dei denti rostrali: F (Inachus communissimus) G (Inachus dorsettensis).
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Fig. 3 - Inachus communissimus, Rizza 1839 da Zariquey A. 1968
Autore:
Tiozzo Cuccaro Franco
Gruppo Naturalisti Linneo
c/o Viale della Repubblica, 22
30015 Chioggia (Ve)
Sito web: www.tiozzo.eu
Email: franco@tiozzo.eu
Email: franco.tiozzocuccaro@tin.it
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Genus Naria Broderip, 1837
-Parte 1-
Nappo Andrea
Keywords: Mollusca, Gastropoda, Caenogastropoda, Cypraeoidea, Cypraeidae, Naria Broderip, 1837
Ricevuto il 04/10/2013 – Accettato il 15/12/2013
Introduzione:
Il Genus Naria è composto da 24 specie con le loro relative 10 sottospecie.
La distribuzione geografica di questo Genus è praticamente mondiale, toccando tutti gli Oceani del mondo.
Innanzi tutto, chiariamo meglio la situazione del Genus Naria.
Per Genus Naria si intende la specie Naria irrorata Gray, 1828, più tutte quelle appartenenti al vecchio
Genus Erosaria, ormai andato in sinonimia col Genus Naria, in quanto, essendo le specie dei due Genus
estremamente affini si è deciso di raggrupparle in un solo Genus, e quindi per la regola di priorità, questo
Genus è Naria, considerando che è precedente al Genus Erosaria di ben 26 anni (Naria Broderip, 1837
Erosaria, Troschel, 1863).
Naria spurca col mantello. ↑ Naria spurca che sta ritraendo il mantello. ↑
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-Naria irrorata Gray, 1828
Specie di piccole dimensioni (7-17 mm) che presenta una conchiglia subcilindrica, moderatamente rostrata.
Il colore di fondo è grigio che tende al celeste, mentre il disegno è composto da numerosi punti marroni che
si raggruppano nei canali sifonali, mentre sono assenti nella linea del mantello e nella base.
Presenta una forte fossula composta da 5 denti.
La base è piatta con 11/13 denti columellari e 17/21 denti labiali.
I denti non sono mai colorati e sono corti quelli labiali e corti/medio corti quelli columellari.
La specie vive in acque basse, a pochi metri di profondità sotto coralli morti.
Specie endemica della Polinesia Francese.
Nessun sinonimo.
← Distribuzione di Naria irrorata.
-Naria beckii (Gaskoin, 1836)
Specie di piccole dimensioni (6-20 mm) con conchiglia ovale, con canali sifonali estremamente rostrati.
Base convessa con denti colorati di marrone.
La colorazione di fondo è arancione con disegno composto da punti bianchi e ocelli marroni con contorno
bianco.
Linea del mantello evidente e solcata.
Fossula ridotta composta da 3-4 denti.
La base è giallino chiaro con punti marroni ai bordi.
I denti columellari sono 20-28 mentre quelli labiali sono 18/20.
La specie vive in acque sia basse che profonde infatti si segnalano esemplari trovati in 2 m ed esemplari
trovati in 100 m e più.
Specie con grande distribuzione, localmente poco comune.
Nessun sinonimo.
← Distribuzione di Naria beckii.
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18
-Naria thomasi (Crosse, 1865)
Specie piccola (10-24 mm) che presenta conchiglia ovoidale con canali sifonali leggermente rostrati.
Dorso arancione con punti bianchi e ocelli marroni con contorno bianco, che svaniscono più si avvicinano
alla linea del mantello.
Base convessa con denti bianchi. I denti columellari sono 14/16 mentre quelli labiali sono 15/18.
La fossula è ridotta e ha 2 denti.
Le spire iniziali sono marroni e sono quasi sempre visibili.
Questa specie è stata in passato un vero enigma in quanto per un lungo periodo è stata conosciuta solo
tramite l’olotipo, che era un esemplare subadulto e subfossile, e per di più senza dati di rinvenimento.
Specie di acque poco profonde, endemica delle Isole Marchesi, reperibile dai 25 ai 50 m.
Sinonimi: Erosaria philmarti Poppe, 1993
← Distribuzione di Naria thomasi.
-Naria macandrewi (Sowerby III, 1870)
Specie medio/piccola per il Genus (9-28 mm) di forma cilindrica/ovoidale con canali sifonali rostrati.
Dorso che varia dall’arancione chiaro al verdognolo, con punti bianchi e ocelli azzurrognoli contornati di
marrone.
Linea del mantello visibile con molti punti bianchi vicino.
Base piatta con 18/20 denti columellari bianchi e 17/21 denti labiali sempre colorati di marrone.
Un esemplare in passato determinato come thomasi aveva creato scalpore in quanto al tempo era
conosciuto solo l’olotipo.
Specie endemica del Mar Rosso, che vive in acque basse.
Nessun sinonimo.
← Distribuzione di Naria macandrewi.
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Tabella di confronto:
beckii
thomasi
macandrewi
denti labiali
18-20
15/18
17/21
denti columellari
20-28
14/16
18/20
colore denti
columellari
parzialmente colorati di
marrone
bianchi, raramente parzialmente
colorati di marrone
bianchi
colore denti
labiali
colorati di marrone
bianchi
colorati di marrone
canali sifonali
rostrati
leggermente rostrati
leggermente rostrati
ocelli
marroni con contorno
bianco
marroni con contorno bianco
azzurri con contorno marrone,
raramente solo marroni
giri apicali
non visibili
visibili, marroni
non visibili
Ringraziamenti:
Desidero ringraziare Sun Chin Liang e il team Cypraea Net composto da Mirco Bergonzoni e Pasquale Fazzini
per le foto .
Bibliografia:
-World Shells, n° 18 - Erosaria (Paulonaria) thomasi Crosse, 1865 Un enigma risolto Luigi Raybaudi Massilia
-World Shells, n° 19 - Un parere su Erosaria philmarti (Poppe, 1993) - Guido T. Poppe
-Beautifulcowries Magazine 2 - Erosaria irrorata or Naria erosa? - Mirco Bergonzoni
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Marmorana (Ambigua) fuscolabiata circeja
(Kobelt 1903)
Luigi Giannelli
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Marmorana (Ambigua) fuscolabiata circeja
Luigi Giannelli
La Marmorana (Ambigua) fuscolabiata circeja (Kobelt 1903) è presente, ma assai poco diffusa, sulle
rocce calcaree nelle zone più alte del Promontorio del Circeo e costituisce l’estensione più settentrionale,
distaccata e isolata, della Marmorana fuscolabiata (Rossmassler 1842), diffusa nell’Appennino Meridionale
dalla penisola sorrentina a tutto il sud.
Tale condizione di isolamento geografico fa sì che molti Autori ne accettino il rango di sottospecie.
Venne descritta come unica specie di Marmorana menzionata per il Circeo, nel 1909, da Giuseppe
Lepri nel lavoro da lui revisionato ed ampliato del “Catalogo dei molluschi della provincia romana” di
Augusto Statuti del 1882.
Il Kobelt nel suo lavoro del 1903 la descrive dettagliatamente con queste parole:
Texta exumbilicata, depresse conica, solidula, vix nitida, superne ruditer
regulariterque costellato-striata, infra striatula, scultura spirali nulla, lutescenti-
albida, seriebus macularum sagittiformium fuscarum tribus superis regularibus et
fascia infera lata suturate castanea vix interrupta pulcherrime ornata. Spira depresse
conica, apice parvo, laevi; suturara linearis. Anfractus 41/4 regulariter accrescentes,
inde ab apice convexiusculi, ultimusmajor, vix depressus, rotundatus, anticerapide et
sat profunde descendens. Apertura perobliqua, rotundato-ovata, modice lunata,
faucibus fuscescentibus; peristoma acutum, tenue, undique fusco labia'um,
marginibus conniventibus, sed vix junctis, supero recto, externo expanso et reflexo,
columellari compresso, supra dilatato, macula umbilicali suturate fusca ad
insertionem insigni, acie pallidiore.
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Aggiungo, per gli appassionati, il testo originale dell’Autore (pagg. 62 e 63) e la sua bellissima tavola
iconografica:
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È possibile individuare nel locus tipico, anche nelle mura dell’Acropoli dell’antica Circei, situato sul
lato sudest del promontorio a circa 340 metri sul livello del mare.
Per raggiungere il sito bisogna attraversare l’abitato del centro storico di San Felice Circeo in
direzione cimitero-mura ciclopiche e proseguire fino al piazzale “Le crocette”.
Dal parcheggio si prosegue a piedi per un centinaio di metri, attraverso un sentiero brecciato di
facile percorrenza fino a raggiungere l’acropoli.
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È possibile individuare, tra gli scorci della macchia mediterranea, le Isole Pontine; da sinistra Zannone,
Ponza e Palmarola.
Ventotene, molto più distante, è la più meridionale del gruppo e non è sempre visibile.
L’Acropoli venne costruita, probabilmente come fortezza a difesa della sua posizione strategica, nel
periodo medio-repubblicano, intorno al quarto/terzo secolo a.c.
Ha forma di quadrilatero irregolare e si estende su una superficie di due ettari (20.580 mq).
Le mura sono costituite da blocchi di pietre di calcare locale, perfettamente incastonate e
giustapposte, e in alcuni punti raggiungono i sei metri d’altezza.
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3333333333
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Insieme alla Marmorana si reperiscono anche altre due specie calciofile, Leucostigma candidescens
e Siciliaria paestana, presenti sulle pietre perimetrali e soprattutto nelle rocce affioranti dal terreno sia
esposte che riparate dagli arbusti.
Nel punto più alto, lato nordest, si ammirano il panorama del Golfo di Terracina e della pianura
pontina.
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Proseguendo sul sentiero principale si scende, più avanti a destra, in un altro sentiero, attraverso
arbusti che lo rendono di difficile percorrenza, e si raggiunge il lato sud dell’Acropoli, dove si ergono le
mura più alte, intorno ai sei metri, e meglio conservate.
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Da questo lato si possono ammirare la scogliera e il Faro del Circeo.
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Gli esemplari campionati, tutti provenienti dalle mura dell’Acropoli del lato nordovest, hanno
dimensioni che si aggirano intorno ai 20/22 millimetri e presentano una spira visibilmente più alta della
forma classica, la superficie relativamente lucida, nonostante siano evidenti le strie di accrescimento, ed
una colorazione molto accentuata.
Il numero degli individui di questa popolazione è drasticamente diminuito probabilmente a causa
della persistente siccità degli ultimi anni.
Nelle pagine seguenti vi mostro una serie di immagini di esemplari viventi.
Penso possiate apprezzarle tenendo conto che questa sottospecie è scarsamente documentata e
quasi mai vivente.
Al termine ho inserito una iconografia fronte-sopra-sotto di sette esemplari raccolti nell’acropoli.
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Posizione tassonomica della sottospecie:
REGNO ANIMALIA Linnaeus 1758
SOTTOREGNO EUMETAZOA Butschli 1910
TIPO MOLLUSCA Cuvier 1797
CLASSE GASTROPODA Cuvier, 1797
SOTTOCLASSE ORTHOGASTROPODA Ponder&Lindberg 1996
SUPERORDINE HETEROBRANCHIA Gray 1840
ORDINE PULMONATA Cuvier in Blainville 1814
SOTTORDINE STYLOMMATOPHORA A.Schmidt 1855
SUPERFAMIGLIA HELICOIDEA Rafinesque 1815
FAMIGLIA HELICIDAE Rafinesque 1815
SOTTOFAMIGLIA HELICINAE Rafinesque 1815
Genere Marmorana W.Hartmann 1844
Sottogenere Ambigua Westerlund 1903
Specie fuscolabiata Rossmassler 1842
Sottospecie circeja Kobelt 1903
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Marmorana (Ambigua) fuscolabiata circeja Kobelt, 1903
San Felice Circeo
mm 22,00
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42
Marmorana (Ambigua) fuscolabiata circeja Kobelt, 1903
San Felice Circeo
mm 21,00
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43
Marmorana (Ambigua) fuscolabiata circeja Kobelt, 1903
San Felice Circeo
mm 22,50
Il Notiziario di Malachia n.2 2013
44
Marmorana (ambigua) fuscolabiata circeja Kobelt, 1903
San Felice Circeo
mm 21,00
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45
Marmorana (Ambigua) fuscolabiata circeja Kobelt, 1903
San Felice Circeo
mm 20,40
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Marmorana (Ambigua) fuscolabiata circeja Kobelt, 1903
San Felice Circeo
mm 20,00
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Per chiudere ecco una bella elaborazione grafica dell’amico Claudio Fanelli che ringrazio per la
collaborazione offertami nella realizzazione di questo articolo.
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I pianeti extrasolari
Panoramica delle loro caratteristiche
Roberto Mura
(Naturalista e astrofilo)
Ricevuto in data 09/04/2013
Accettato in data 01/12/2013
Abstract
Extrasolar planets are planets orbiting any star that is not the Sun. As of march 1, 2013, a number of 861
planets have been discovered and confirmed, while the unconfirmed planets are over 18,000. Many of
these planets show a close orbit around their star and hare giant, gaseous objects like Jupiter or even
greater; some extrasolar planets have instead Earth-like properties, such as a solid crust, a mantle and an
atmosphere.
Introduzione
Fin dalla scoperta ufficiale del primo pianeta
orbitante attorno a una stella diversa dal Sole,
nel 1992, la ricerca dei pianeti extrasolari ha
costituito una delle frontiere dell’astronomia del
XXI secolo. La scoperta di sistemi con
caratteristiche completamente differenti da
quelle del nostro sistema solare ha rivoluzionato
le teorie della planetologia.
Prima del 1992, l’idea che esistessero dei pianeti
orbitanti attorno ad altre stelle veniva accettata
come molto probabile, sebbene le proprietà e la
diffusione di questi corpi potessero solo essere
oggetto di speculazione. Un primo passo verso
l’individuazione dei pianeti extrasolari venne
fatto nel 1984, quando attorno alla stella Beta
Pictoris venne scoperto un disco di polveri; si
trattava di una scoperta molto importante, poiché si ritiene che i pianeti si originino proprio
dall’aggregazione delle particelle che costituiscono i dischi circumstellari (o protoplanetari). Da allora
vennero scoperti centinaia di dischi attorno ad altrettante stelle, comprese Vega e Fomalhaut, due degli
astri più luminosi del cielo.
Un ipotetico pianeta extrasolare di tipo gioviano. Si ritiene
che strutture come gli anelli planetari o corpi come i satelliti
possano essere comuni nei sistemi planetari.
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L’individuazione di oggetti con masse sempre più prossime a quelle del pianeta Giove rese necessaria la
delineazione di criteri secondo i quali fosse possibile distinguere i pianeti dalle stelle di piccola massa, come
le nane brune. Sebbene a prima vista questa differenza possa sembrare scontata, in realtà non lo è affatto.
Tradizionalmente, la caratteristica determinante l'appartenenza alla classe stellare è stata la capacità di un
oggetto di generare luce attraverso processi di fusione dell'idrogeno. A stelle come le nane brune, che
hanno sempre sfidato questa distinzione essendo troppo piccole per avviare la fusione dell'idrogeno a
ritmo sostenuto, è stato garantito lo status stellare per la loro capacità di fondere il deuterio. Tuttavia, data
la relativa scarsità di questo isotopo, il processo di fusione del deuterio dura solo per una minuscola
frazione della vita della stella e, conseguentemente, nella maggior parte delle nane brune la generazione di
energia attraverso reazioni di fusione nel nucleo sarà cessata molto prima della loro scoperta.
I sistemi
stellari, binari o multipli, sono molto comuni e molte nane brune orbitano intorno ad altre stelle; poiché
esse non producono energia attraverso processi di fusione nucleare, potrebbero essere descritte
tranquillamente come pianeti.
Le nane brune si formano esattamente
come le stelle, ossia in seguito al collasso
gravitazionale di nubi di gas nello spazio;
le nane brune hanno tuttavia una massa
insufficiente (inferiore all'8% circa della
massa del Sole) per innescare reazioni di
fusione nucleare al loro interno. Tali stelle
irraggerebbero una debole luce per un
centinaio di milioni di anni circa, in
conseguenza alla conversione di energia
gravitazionale in calore. Le nane brune
continuano a brillare nel rosso e
soprattutto nell'infrarosso dopo che
hanno finito il deuterio. La sorgente di
energia che consente loro di emettere
luce è semplicemente il calore rimasto
dalla combustione del deuterio e del litio,
che però si riduce lentamente. Le
atmosfere delle poche nane brune
conosciute hanno temperature che variano da 2.300 a 700°C. Tutte le nane brune si raffreddano nel tempo,
perché non hanno altre fonti di energia. Quelle più grosse si raffreddano più lentamente. Il limite tra un
pianeta gigante gassoso (come Giove) e una nana bruna è piuttosto indefinito e la demarcazione maggiore
è posta sul modo in cui sono nati: un pianeta orbita attorno a una stella più grande, mentre una nana bruna
si è formata per collasso diretto di una nebulosa, come le stelle normali. L'unica differenza rispetto a queste
è che la nebulosa era troppo piccola.
Nel 2003 l'Unione Astronomica Internazionale ha rilasciato una dichiarazione in cui sono indicate le
caratteristiche da adottare per distinguere i pianeti extrasolari dalle stelle compagne; si tratta finora
dell'unica decisione ufficiale raggiunta dalla IAU su questo argomento. La dichiarazione recita:
Confronto fra oggetti celesti di varie dimensioni e natura. Il corpo
maggiore, a sinistra, è il Sole; l’oggetto in basso a destra è il pianeta
Giove, mentre l’oggetto centrale è Cha 110913-773444, una nana
bruna che possiede una massa appena sufficiente per avviare al suo
interno la reazione di fusione del deuterio.
Il Notiziario di Malachia n.2 2013
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1. Gli oggetti con valori della massa vera inferiori al valore della massa limite per la fusione
termonucleare del deuterio (ad oggi calcolato essere di 13 masse gioviane per oggetti di metallicità
stellare) in orbita intorno a stelle o a resti stellari sono "pianeti" (non importa come si sono
formati). Il rapporto minimo tra la massa e le dimensioni richiesto perché un oggetto extrasolare sia
considerato un pianeta dovrebbe essere lo stesso usato nel nostro sistema solare.
2. Gli oggetti sub-stellari con valori della massa vera superiori al valore della massa limite per la
fusione termonucleare del deuterio sono "nane brune", non importa come si sono formati né dove
sono collocati.
3. Gli oggetti vaganti in giovani ammassi stellari con valori della massa inferiori al valore della massa
limite per la fusione termonucleare del deuterio non sono "pianeti", ma sono "sub-nane brune" (o
qualunque altro nome sarà ritenuto appropriato).
Questa definizione individua nella posizione, piuttosto che nella composizione o nella modalità
di formazione, una caratteristica base che un oggetto celeste deve possedere per appartenere
alla classe dei pianeti. Stanti queste premesse, un oggetto liberamente vagante nello spazio
interstellare che possiede una massa inferiore a 13 masse gioviane è indicato come sub-nana
bruna, mentre lo stesso oggetto, se fosse in orbita intorno ad una stella, sarebbe considerato
un pianeta.
I limiti di questa definizione si sono manifestati concretamente nel dicembre del 2005, quando
il Telescopio spaziale Spitzer ha individuato la nana bruna meno massiccia ad oggi conosciuta,
Cha 110913-773444, di solo otto masse gioviane, circondata da un disco protoplanetario,
l'inizio di un sistema planetario: se quest’oggetto fosse stato individuato in orbita intorno a
un'altra stella, sarebbe stato classificato come un pianeta. Un altro caso limite venne scoperto
nel settembre del 2006, quando il Telescopio spaziale Hubble fotografò CHXR 73 b, un oggetto
in orbita intorno ad una giovane stella compagna alla distanza di circa 200 unità astronomiche
(1 UA = circa 149,5 milioni di km, la distanza media fra Terra e Sole); quest’oggetto possiede
una massa di 12 masse gioviane ed è quindi appena sotto la soglia di massa necessaria per
avviare la fusione del deuterio: tecnicamente si tratta pertanto di un pianeta.
Spesso la ricerca di pianeti extrasolari coincide con la ricerca di pianeti in grado di ospitare una forma di
vita extraterrestre. A oggi, Gliese 581 g, il quarto pianeta del sistema planetario della nana rossa Gliese
581 distante approssimativamente 20 anni luce dalla Terra, sembra essere il miglior esempio di pianeta
extrasolare di tipo terrestre orbitante nella zona abitabile del proprio sistema. A marzo 2013 sono stati
individuati 861 pianeti la cui esistenza è stata confermata, ma ve ne sono ben 18.000 in attesa di
conferma.
Metodi di individuazione
I pianeti emettono una quantità di luce molto inferiore rispetto alle stelle, sia a causa della loro
piccola massa, sia perché si limitano a riflettere la luce delle loro stelle madri. Per questo motivo,
l'individuazione diretta di pianeti extrasolari risulta estremamente difficile.
I metodi di individuazione di pianeti extrasolari sono diversi e si sono evoluti nel corso degli anni,
permettendo di scoprire nuovi pianeti a un ritmo sempre crescente. Le metodologie si possono dividere in
due classi principali:
Il Notiziario di Malachia n.2 2013
51
rilevamento diretto;
rilevamento indiretto.
Nella classe del rilevamento diretto si includono tutte le tecniche che permettono di osservare
direttamente al telescopio questi pianeti. Nella classe del rilevamento indiretto ricadono quelle tecniche
che permettono di individuare un pianeta a partire dagli effetti che esso induce (o vengono indotti) sulla (o
dalla) stella ospite.
Per confermare un pianeta e meglio definirne le caratteristiche fisiche è necessario l'utilizzo di più tecniche
differenti. Finora il metodo di ricerca risultato più fruttuoso è quello delle velocità radiali, ossia attraverso
lo studio dell’alterazione delle righe spettrali delle stelle analizzate dovute alla perturbazione di uno o più
oggetti in orbita ad esse; segue il metodo dei transiti, ossia l’osservazione del debolissimo affievolimento
della luce di una stella quando un pianeta vi transita davanti.
Altri metodi verranno analizzati in altri articoli.
Tipologie di pianeti extrasolari
Tradizionalmente i pianeti vengono divisi in due
categorie principali: i pianeti rocciosi e i giganti
gassosi.
I pianeti rocciosi, chiamati anche pianeti terrestri,
sono dotati di una superficie solida e costituiti da
roccia e metalli. A causa di un processo geochimico
noto come differenziazione planetaria, questi
oggetti presentano sempre un nucleo centrale
generalmente metallico composto in prevalenza da
ferro, un mantello ricco di silicati ed eventualmente
una crosta superficiale. I giganti gassosi, chiamati
anche pianeti gioviani, non possiedono una
superficie ben definita; sono al contrario composti
in massima parte da gas, che a profondità elevate
può presentarsi allo stato liquido a causa delle
notevoli pressioni cui è sottoposto. Il nucleo
centrale è l’unica parte solida, composta
probabilmente da nichel e ferro.
Già i primi pianeti extrasolari scoperti hanno mostrato delle caratteristiche del tutto inimmaginabili, dal
momento che non sono riscontrabili nei pianeti del sistema solare: molti di questi nuovi pianeti hanno una
massa superiore a quella di Giove e presentano un’orbita incredibilmente stretta attorno alla loro stella
madre, più stretta persino del pianeta Mercurio; altri, al contrario, possiedono un’orbita talmente
eccentrica da ricordare per certi versi quella di una cometa, avvicinandosi e allontanandosi incredibilmente
dalla loro stella madre. Altri pianeti ancora hanno mostrato una massa maggiore di quella terrestre ma
inferiore a quella dei più piccoli pianeti gassosi del sistema solare, Urano e Nettuno, collocandosi così
I pianeti di tipo terrestre presentano una superficie solida
ben definita; eventualmente possono essere circondati da
un’atmosfera. Data la loro relativamente piccola massa,
essi sono i pianeti più difficili da rilevare.
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52
apparentemente in una classe intermedia. Tutte queste caratteristiche hanno costretto gli astronomi a
rivedere gran parte dei modelli secondo cui si formano i pianeti.
Uno dei problemi più importanti è capire perché molti pianeti extrasolari sono giganti gassosi di grandi
dimensioni e perché si trovano molto vicini alla loro stella, rispetto a quelli del nostro sistema solare. Una
possibile risposta è che i metodi di ricerca attualmente utilizzati favoriscano proprio l'individuazione di
questo tipo di sistemi planetari: un grande pianeta posto a piccola distanza amplifica le oscillazioni della
stella, che sono facilmente visibili come effetto Doppler. Un pianeta più piccolo, a distanza più grande,
provoca oscillazioni molto più piccole e difficili da vedere. Una spiegazione complementare è che i pianeti si
siano formati a distanze maggiori, per poi muoversi verso l'interno a causa delle reciproche interazioni
gravitazionali. Tale modello introduce il concetto di migrazione orbitale ed è stato chiamato modello dei
Giovi Saltellanti, nome che rende bene l'idea.
Analisi di alcuni pianeti extrasolari inoltre hanno rivelato, dove è stato possibile, la presenza di venti molto
veloci sulla superficie, con punte di 14.000 chilometri orari. Questi venti mantengono la temperatura di
questi pianeti costante su tutta la superficie, con escursioni termiche molto ridotte.
Pianeti gioviani caldi
Un pianeta gioviano caldo è un pianeta
extrasolare la cui massa è confrontabile o
superiore a quella di Giove, ma che orbita a meno
di 0,05 unità astronomiche dalla propria stella
madre. Un tipico pianeta gioviano caldo possiede
un’orbita fino a otto volte più interna rispetto
all’orbita di Mercurio attorno al Sole. La
temperatura media tipica di questi oggetti è
quindi elevatissima: la parte rivolta verso il loro
Sole raggiunge facilmente migliaia di gradi, da qui
l'aggettivo caldo.
Come già accennato, la gran parte dei pianeti
extrasolari scoperti finora appartengono alla
tipologia dei pianeti gioviani caldi; si ritiene che ciò
sia dovuto al fatto che essi sono molto più facili da
scoprire dei loro analoghi freddi: essendo molto
vicini alla loro stella esercitano su di essa un'attrazione gravitazionale maggiore, provocando quindi dei
movimenti regolari ben visibili da Terra. Giove, invece, essendo molto lontano dal Sole, lo fa oscillare con
molta lentezza e il movimento risultante è molto più difficile da osservare. Si ipotizza che possano esistere
altrettanti, se non di più, pianeti gioviani tradizionali, che semplicemente non possono essere identificati
con le tecnologie attuali.
A causa della loro orbita particolarmente stretta i pianeti gioviani caldi hanno una maggiore possibilità di
transitare davanti alla propria stella madre, quando osservati da Terra, rispetto ad altri pianeti dalle
dimensioni simili ma dall'orbita più estesa. La loro densità è generalmente minore di quella di Giove a causa
dell'alto livello di insolazione; questo si riflette sui metodi per la determinazione del loro raggio, resa ancor
più difficoltosa da un fenomeno di oscuramento al bordo che impedisce di stabilire precisamente il
Un pianeta gioviano caldo può raggiungere temperature
superficiali talmente elevate che la sua spessa atmosfera
può lentamente evaporare, riducendo progressivamente la
massa del pianeta stesso.
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momento di inizio e di termine del transito. Alcuni pianeti gioviani caldi potrebbero addirittura possedere
una superficie talmente rarefatta che individuarne il limite effettivo risulterebbe difficile; in alcuni casi è
stata osservata una costante perdita di atmosfera, come se il pianeta lentamente “evaporasse” a causa
dell’intensa radiazione cui è sottoposto.
Si ritiene quasi certo che i pianeti gioviani caldi abbiano tutti subìto un processo di migrazione planetaria
che li ha portati su orbite via via più strette; infatti il materiale presente nelle parti più interne del disco
protoplanetario non ha le caratteristiche tali da rendere possibile la formazione di un gigante gassoso.
Tutti i pianeti gioviani caldi sono accomunati da una bassa eccentricità orbitale. Un altro effetto della
vicinanza alla stella madre è l'instaurarsi di un regime di rotazione sincrona, per cui i periodi di rotazione e
di rivoluzione del pianeta coincidono; come conseguenza, questi pianeti mostrano alla loro stella madre
sempre la stessa faccia, esattamente come fa la Luna con la Terra.
Simili ai pianeti gioviani caldi vi sono pianeti che possiedono massa e caratteristiche affini a quelle dei due
pianeti gassosi più esterni del sistema solare, Urano e Nettuno; la differenza sostanziale è che i nettuniani
caldi si trovano su orbite molto interne, come i gioviani caldi. I pianeti appartenenti a questa sottoclasse
vengono spesso indicatati col nome di “nettuniani caldi”.
Super Terre
Una Super Terra è un pianeta di tipo terrestre che
possiede una massa compresa fra 2 e 10 masse
terrestri. Questa classe di pianeti è dunque una via
di mezzo tra i giganti gassosi di massa simile a
Urano e Nettuno e i pianeti rocciosi di dimensioni
simili alla Terra. Il sistema solare non contiene
pianeti classificabili in questa categoria, poiché il
pianeta roccioso più grande è proprio la Terra e il
pianeta immediatamente di dimensioni maggiori,
Urano, è un gigante gassoso con una massa pari a
circa 14 volte quella terrestre. A partire dagli anni
duemila sono state scoperte decine di pianeti
aventi queste caratteristiche.
Bisogna notare che il termine "Super Terra" si
riferisce esclusivamente alla massa del pianeta e
non considera altre caratteristiche come le
condizioni superficiali o una eventuale abitabilità.
Per evitare confusioni o ambiguità vengono talvolta
utilizzati anche altri termini, che enfatizzano alcune
probabili proprietà di certe Super Terre
individuate: in particolare si parla di nani gassosi
per i pianeti più massicci di questa categoria e
probabilmente costituiti da grandi quantità di gas; Super Venere o Super Plutone, per sottolineare il fatto
che questi pianeti potrebbero possedere delle altissime o bassissime temperature superficiali.
La caratteristica principale delle Super Terre è la loro elevata gravità superficiale, in genere maggiore di
quella di Nettuno e Saturno (e in certi casi anche di quella di Giove), che dipende strettamente dal valore
Alcuni pianeti appartenenti alla tipologia delle super Terre
sono stati scoperti attorno alle nane rosse come Gliese
581. Questi pianeti potrebbero avere una superficie solida,
ma la loro gravità sarebbe molto più forte di quella
terrestre.
Il Notiziario di Malachia n.2 2013
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della massa e dalle dimensioni di questi pianeti. Sono stati elaborati dei modelli fisico-matematici allo scopo
di dedurre le dimensioni di quattordici diverse tipologie di pianeti che si ritiene possano esistere in orbita
ad altre stelle; tra questi vi sono pianeti composti da sostanze pure, quali acqua e/o ghiaccio (pianeti
oceano), carbonio e monossido di carbonio, ferro, silicati, carburo di silicio, o da miscele di queste sostanze.
Questi modelli permettono di calcolare in che modo la gravità arrivi a comprimere questi pianeti,
consentendo di predire un preciso valore del diametro a seconda della composizione e della massa presa in
esame. Ad esempio, un pianeta con una massa uguale a quella della Terra composto da acqua e/o ghiaccio
avrebbe un diametro di circa 15.700 km, mentre un pianeta ferroso di uguale massa avrebbe un diametro
di appena 4800 km; per raffronto, la Terra, costituita prevalentemente da silicati con un nucleo ferroso, ha
un diametro equatoriale di 12.756 km. Se ne deduce pertanto che i pianeti a prevalenza d'acqua e ghiaccio
siano i meno densi, mentre i pianeti ferrosi siano quelli con la densità maggiore; bisogna comunque tenere
presente che, a parità di composizione, un pianeta con una massa elevata è più denso di un pianeta meno
massiccio.
Si ritiene inoltre in linea teorica che molte Super Terre possano manifestare un'attività geologica simile a
quella del nostro pianeta, caratterizzata forse da una tettonica a placche. I modelli sviluppati in questo
senso suggeriscono che in effetti la massa della Terra sia appena superiore al limite necessario per poter
avere una tettonica attiva; questo spiega come mai Venere, che ha una massa pari a 9/10 quella della
Terra, possieda forse una tettonica appena accennata, mentre Marte, con una massa circa un decimo di
quella terrestre, si presenta geologicamente inattivo. Pertanto è ragionevole pensare che una Super Terra,
in virtù della sua grande massa, oltre ad avere un rapporto superficie/volume minore e quindi in grado di
disperdere il calore meno facilmente, abbia anche una quantità maggiore di elementi radioattivi e dunque
sviluppi un maggior calore endogeno, che alimenterebbe dunque nel mantello dei moti convettivi più
energici.
La grande massa consente inoltre alle Super Terre di trattenere un'atmosfera sufficientemente spessa in
maniera più efficiente e impedisce alle molecole d'acqua di sfuggire nello spazio. Tuttavia non possediamo
informazioni precise sulle atmosfere delle Super Terre e non si conoscono con esattezza le temperature
superficiali di questi pianeti l'eventuale presenza di un effetto serra, anche se è possibile stimare una
temperatura di equilibrio in relazione dal grado di insolazione ricevuta dal pianeta e dall'albedo del pianeta.
Tipologie ipotetiche
Sulla base di queste nuove tipologie di pianeti è possibile creare dei modelli molto verosimili sulle loro
caratteristiche reali. In base alla loro posizione e al loro processo di formazione si possono avere differenti
proprietà, alcune delle quali sono state effettivamente osservate, almeno indirettamente.
I pianeti di tipo terrestre sono quelli su cui si concentrano le ricerche, dal momento che possiedono una
crosta su cui possono attivarsi processi geologici e, se le condizioni lo permettono, persino biologici. I
pianeti terrestri si possono suddividere in due grandi categorie: i pianeti dominati dai composti del silicio e i
pianeti dominati dai composti del carbonio. I pianeti del Sistema solare appartengono tutti alla prima classe
e solo alcuni asteroidi, le condriti carbonacee, sono caratterizzati da una composizione che li accomuna alla
seconda categoria. A queste due categorie se ne aggiungono altre minori.
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Pianeti terrestri
Pianeti di carbonio. In un disco protoplanetario ricco
di carbonio o povero di ossigeno, gli elementi presenti
potrebbero organizzarsi in carburi e altri composti del
carbonio, invece che in silicati, come è accaduto nel
Sistema solare. Nelle zone più interne di un tale
sistema planetario, corrispondenti a quelle del
Sistema solare interno in cui si sono formati Mercurio,
Venere, la Terra e Marte, si potrebbero formare dei
pianeti con una struttura interna differenziata in un
nucleo ferroso, circondato da un mantello interno di
carburi e un mantello esterno di grafite, sovrastato a
sua volta da una sottile crosta e, in alcuni casi, da
un'atmosfera secondaria, ricca di composti del
carbonio. Se nel mantello esterno fossero raggiunte
determinate condizioni di pressione, alcuni strati di
grafite, spessi anche alcuni chilometri, potrebbero
cristallizzare in diamanti. Per struttura, massa e
modalità di formazione, questi pianeti dovrebbero
essere classificati tra i pianeti terrestri, sebbene se ne differenzino per composizione, densità e
probabilmente per altre caratteristiche ancora incognite. Distinguerli da un pianeta come la Terra potrebbe
essere ad ogni modo difficile. Teoricamente un pianeta di carbonio dovrebbe essere meno denso di un
pianeta ricco di silicio come la Terra e la sua superficie, ricca di idrocarburi, avrebbe un colore scuro o
rossastro. Inoltre anche la composizione di un'eventuale atmosfera ne potrebbe permettere il
riconoscimento: un pianeta di carbonio caratterizzato dalle temperature della Terra avrebbe infatti
un'atmosfera ricca di monossido di carbonio (CO) e relativamente povera di ossigeno (O
2
, O
3
) e dei
composti ricchi di ossigeno, come l'anidride carbonica
(CO
2
), mentre l'atmosfera di un pianeta più freddo
potrebbe essere dominata dal metano (CH
4
).
Alcuni pianeti di carbonio potrebbero orbitare attorno
alle pulsar, ossia nuclei collassati di stelle esplose
come supernovae; questo perché questi pianeti si
formano dal materiale ricco di carbonio liberato nello
spazio dall'esplosione della stella madre. Anche le
regioni più interne della Via Lattea potrebbero
ospitare dei pianeti di carbonio, orbitanti attorno a
stelle nel pieno del loro ciclo vitale; in accordo con i
modelli di formazione stellare, infatti, il rapporto tra
l'abbondanza del carbonio e quella dell'ossigeno (C/O)
aumenta con la metallicità e dirigendosi verso il centro
galattico. Un elevato quantitativo di carbonio è stato
individuato comunque anche nel disco planetario
attorno alla stella Beta Pictoris, situata a 63 anni luce
dal Sole e quindi ben lontana dal centro galattico.
Un pianeta di carbonio avrebbe un colore molto scuro e
un’atmosfera formata essenzialmente da composti del
carbonio.
Pianeti con un nucleo molto esteso e ricco di ferro
potrebbero essere relativamente comuni.
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Pianeti di ferro. Un pianeta di ferro è un corpo celeste che possiede un nucleo molto esteso composto da
ferro e un mantello praticamente inesistente; l’origine di questa classe di pianeti potrebbe essere un
normale pianeta di silicati in cui però il mantello è stato strappato via a causa di un gigantesco impatto con
un altro corpo celeste occorso poco dopo la loro formazione, un fenomeno piuttosto comune. Questi
pianeti potrebbero avere un’attività tettonica assente e, viceversa, un campo magnetico molto forte. Un
pianeta che si avvicina al modello qui descritto è Mercurio, sebbene con alcune differenze sostanziali;
attorno ad altre stelle potrebbero formarsi pianeti di questo tipo con una massa comparabile o superiore a
quella della Terra in orbite molto interne.
Pianeti senza nucleo. Contrapposti ai pianeti di ferro vi sono i pianeti senza nucleo; essi hanno subìto la
differenziazione planetaria ma non hanno sviluppato alcun nucleo interno, risultando pertanto composti
interamente da un mantello roccioso. Pianeti di questo tipo si potrebbero formare laddove il ferro riesca a
reagire interamente con l’acqua creando ossidi di ferro prima che avvenga la differenziazione con la
creazione dei vari strati; a differenza dei precedenti, questi pianeti non possono possedere alcun campo
magnetico.
Pianeti oceano. Un pianeta oceano è un pianeta
caratterizzato dall’avere la superficie intera-mente
ricoperta da un oceano profondo centinaia di km.
Pianeti di questo genere si possono formare nelle
regioni esterne del disco protoplanetario, laddove la
temperatura è così bassa da consentire alle molecole
d’acqua di riunirsi e persistere allo stato solido (il limite
di congelamento è detto frost line). A causa del
fenomeno della migrazione orbitale, nelle fasi più
antiche della storia di un sistema planetario i pianeti
possono lasciare le regioni in cui si sono formati e
migrare, allontanandosi o avvicinando-si rispetto alla
stella centrale; esiste pertanto la possibilità che un
pianeta del sistema planetario esterno o una sua luna
ghiacciata oltrepassi la frost line giungendo in regioni
del sistema in cui l'acqua può mantenersi allo stato
liquido. Quando ciò accade, considerando l'alto
contenuto di acqua di simili corpi, lo strato di ghiaccio
fonde progressivamente e sul pianeta si forma un vasto
oceano che può raggiungere centinaia di chilometri di
profondità. Le immense pressioni che si registrano nelle
regioni più profonde dell'oceano conducono alla
formazione di un mantello di ghiaccio, cristallizzato in
forme esotiche tipicamente non presenti sulla Terra. Se inoltre il pianeta dovesse venire a trovarsi
sufficientemente vicino alla stella centrale, potrebbe essere raggiunta la temperatura di ebollizione
dell'acqua e quest'ultima potrebbe raggiungere lo stato supercritico, condizione che condurrebbe
all'assenza di una superficie ben definita.
I pianeti oceano, a differenza di quanto si potrebbe
inizialmente pensare, non possiedono una crosta
solida sommersa dall’acqua. Il fondale dell’oceano
sarebbe costituito anch’esso da acqua, resa però
solida dalle enormi pressioni.
Il Notiziario di Malachia n.2 2013
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Sebbene nel sistema solare non siano presenti pianeti
oceano, l'idea alla base della loro possibile esistenza è
stata suggerita dallo studio dei satelliti galileiani di Giove,
in particolare di Europa e Ganimede. Questi pianeti oceano
dovrebbero essere caratterizzati da una massa simile a
quella della Terra e da una minore densità; esistono anche
alcuni buoni candidati come possibili pianeti oceano. Ciò
tuttavia non è sufficiente a confermare l'identificazione,
dal momento che pianeti circondati da un ampio involucro
di gas potrebbero essere scambiati per pianeti oceano.
Pianeti gioviani
Pianeti ctonio. Se un pianeta gioviano viene a trovarsi in
un’orbita particolarmente stretta attorno alla sua stella
madre, gli strati di gas che compongono la massima parte
della sua massa. vengono progressivamente strappati via
dall’intensa forza di marea. Il risultato finale è un pianeta
ctonio, ossia composto unicamente da quello che in
origine era il suo nucleo solido, completamente privato dei
suoi strati esterni. L’esistenza di questi pianeti è
confermabile dal fatto che sono noti diversi pianeti
gioviani caldi la cui atmosfera è in progressiva dissoluzione
a causa dell’eccessiva vicinanza alla loro stella madre. Un
pianeta ctonio avrebbe un aspetto per certi versi simile a
quello di Mercurio, con un grande nucleo metallico e un mantello assente.
Abitabilità dei pianeti extrasolari
Definire l’abitabilità di un sistema planetario consente di ottenere delle stime di probabilità che al suo
interno vi sia qualche pianeta o qualche satellite con delle caratteristiche tali da consentire lo sviluppo e il
sostentamento della vita, almeno nel modo in cui siamo abituati a intenderla.
Una condizione importante è che la stella che ospita il sistema planetario abbia una massa compatibile con
un lungo ciclo vitale; ciò è possibile in stelle che non abbiano una massa eccessivamente elevata e che
restino quindi nella fase stabile della loro vita (fase chiamata sequenza principale) per diversi miliardi di
anni. In secondo luogo si ritiene importante la presenza d’acqua allo stato liquido, che può essere garantita
a condizione che il pianeta, che deve essere di tipo terrestre, abbia una superficie con temperature ottimali
e non sia in rotazione sincrona con la sua stella. Tenendo conto di tutti questi elementi, le stelle
potenzialmente in grado di sostenere la vita su uno dei suoi pianeti devono possedere una classe spettrale
compresa fra F e K (corrispondenti a stelle bianco-gialle, gialle e arancioni). La questione che anche le nane
rosse (di classe M) possano sostentare la vita è tuttora oggetto di lunghe discussioni; poiché la massima
parte delle stelle sono nane rosse, sapere se sui loro pianeti è possibile lo sviluppo della vita riveste
un’importanza chiave nella planetologia.
All’origine di un pianeta ctonio vi sarebbe un
pianeta gioviano caldo finito su un’orbita talmente
interna da perdere i suoi strati esterni.
Il Notiziario di Malachia n.2 2013
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Altri elementi sono la presenza di giganti
gassosi su orbite più esterne che siano in
grado di svolgere una funzione di
stabilizzazione dei pianeti più interni e,
cosa importante, che siano in grado di
“catturare” gli asteroidi o le comete che,
se non deviati, potrebbero dirigersi verso il
sistema planetario interno e impattare con
i pianeti terrestri; un’alternativa alla
presenza dei giganti gassosi potrebbe
essere, stando agli studi più recenti, anche
l’esistenza di una stella compagna situata
all’esterno delle orbite planetarie. Un
buon ambiente galattico è anch’esso
considerato importante: la lontananza dal
centro galattico, ossia da regioni
particolarmente attive della galassia e la
non appartenenza a un ammasso globulare sono ritenuti elementi che favoriscono lo sviluppo della vita.
L'ipotesi principale fatta sui pianeti abitabili è che essi siano di tipo terrestre: tali pianeti, la cui massa sarà
più o meno paragonabile a quella della Terra, sono composti principalmente da silicati e non hanno
conservato strati gassosi esterni di idrogeno ed elio come i pianeti gassosi. Non si esclude che una qualche
forma di vita risieda anche negli strati superiori delle nubi dei giganti gassosi, benché ciò sia considerato
improbabile dal momento che non vi è una superficie solida e che la forza di gravità è particolarmente
elevata. Per contro, i satelliti naturali di questi pianeti potrebbero benissimo ospitare la vita, se si trovano
alla giusta distanza dalla loro stella.
Nomenclatura
Il sistema di nomenclatura utilizzato per i pianeti
extrasolari è molto simile a quello utilizzato per
identificare le stelle doppie; l’unica variazione è l’uso
della lettera minuscola al posto di quella maiuscola,
usata invece per le stelle. La lettera minuscola si colloca
dopo il nome della stella e sta quindi a indicare
l’appartenenza del pianeta a quella determinata stella
(ad esempio 51 Pegasi b). La lettera “a” non viene mai
utilizzata per evitare confusioni con la nomenclatura
della stella primaria di un eventuale sistema stellare
binario. Se attorno alla stella vengono scoperti due
pianeti, la lettera b si assegna al primo pianeta scoperto
e al secondo si assegna la lettera c, qualunque sia la sua
orbita rispetto a quella del pianeta precedentemente
scoperto. Se per esempio viene scoperto un secondo
pianeta attorno alla stella 51 Pegasi, esso si chiamerà
51 Pegasi c, e così via con le lettere successive.
Nel caso in cui attorno alla stessa stella vengano
Attorno ai pianeti di tipo gioviano situati nella zona abitabile
potrebbero orbitare dei satelliti sufficientemente grandi da
possedere un’atmosfera e delle condizioni climatiche adatte per lo
sviluppo della vita.
2M1207b è ritenuta essere la prima immagine diretta
di un pianeta extrasolare. La sua stella madre è una
nana rossa, visibile in questa foto di colore azzurro;
l’oggetto rosso è invece il pianeta.
Il Notiziario di Malachia n.2 2013
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scoperti più pianeti in contemporanea, si procede a nominarli dal pianeta con l’orbita più interna a quello
con l’orbita più esterna. In alcuni casi all’interno di un sistema già noto è stato scoperto un nuovo pianeta
con un’orbita più interna; in questi casi l’ordine delle lettere non segue l’ordine di distanza dei pianeti dalla
loro stella madre; ne è un esempio il sistema di 55 Cancri, in cui il pianeta scoperto più di recente, 55 Cancri
f, possiede un’orbita più interna di 55 Cancri d. La lettera più alta finora utilizzata è la h, per il pianeta HD
10180 h.
Se un pianeta è membro di un sistema stellare multiplo, la lettera minuscola che designa il pianeta è
preceduta dalla lettera maiuscola che indica la componente stellare attorno alla quale esso orbita; alcuni
esempi di ciò sono 16 Cygni Bb, 83 Leonis Bb e Alfa Centauri Bb. Nel caso in cui un pianeta orbiti attorno
alla componente primaria e la stella secondaria viene scoperta successivamente o si trova a considerevole
distanza, la lettera maiuscola è di solito omessa; ad esempio Tau Bootis b orbita attorno alla componente
primaria del sistema di Tau Bootis, ma poiché la secondaria è molto lontana, la designazione Tau Bootis Ab
è usata molto raramente.
Vi sono comunque due sistemi planetari che seguono una nomenclatura insolita. Prima della scoperta di 51
Pegasi b nel 1995, erano già noti due pianeti orbitanti attorno a una pulsar (PSR B1257+12 B e PSR
B1257+12 C); dato che all’epoca non erano ancora stati stabiliti i criteri della nomenclatura planetaria, essi
furono identificati con le lettere B e C maiuscole. Quando poi venne scoperto un terzo pianeta attorno alla
stessa pulsar, essa ricevette la designazione PSR B1257+12 A, poiché si trova su un’orbita interna rispetto
agli altri due.
I pianeti interstellari
Una classe completamente a parte è quella cui appartengono i cosiddetti pianeti interstellari. Un pianeta
interstellare è un corpo celeste che ha una massa equivalente a quella di un pianeta, ma non orbita attorno
ad alcuna stella: questi corpi celesti si muovono dunque nello spazio interstellare come oggetti
indipendenti, così come fanno le stelle.
La loro formazione, e di conseguenza le loro
caratteristiche, sono oggetto di dibattito.
Secondo una teoria, questi corpi sarebbero dei
pianeti che sono stati espulsi da loro sistema
planetario originario; essi si sarebbero formati
come dei normali pianeti e avrebbero quindi
orbitato attorno a una stella, fino a quando, per
un effetto di migrazione planetaria o per altre
cause ancora da definire, sarebbero stati espulsi
dal sistema. Contrapposta a questa teoria vi è
quella secondo cui questi oggetti non sarebbero
affatto dei pianeti, ma delle sub-nane brune,
ossia dei corpi con una massa appena sufficiente
per avviare la reazione del deuterio, emettendo
quasi tutta la loro energia nella banda
dell’infrarosso.
Accettando la prima ipotesi, ossia quella
planetaria, sono state formulate diverse teorie su
come potrebbe presentarsi il loro ambiente. Nel
caso di corpi con superficie rocciosa, un’eventuale
atmosfera sufficientemente spessa potrebbe impedirne il raffreddamento. Con la riduzione delle radiazioni
I pianeti interstellari potrebbero essere sia di tipo gioviano
che di tipo terrestre. Non potendo ricevere la radiazione di
una stella, questi pianeti sono bui e per la gran parte freddi.
Alcuni di essi potrebbero comunque presentare un’attività
geotermica tale da mantenere la loro temperatura
superficiale sopra lo zero, nel caso in cui fossero circondati
da una densa atmosfera.
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ultraviolette, dovuta all'allontanamento del corpo dalla sua stella, un'atmosfera dominata da idrogeno ed
elio potrebbe essere trattenuta molto più facilmente dalla forza di gravità di un corpo delle dimensioni
della Terra.
Si ritiene che un oggetto di dimensioni simili a quelle della Terra con un'atmosfera ricca di idrogeno alla
pressione di mille atmosfere, sottoposta a processi convettivi in condizioni di isolamento dall’ambiente
esterno, l'energia geotermica derivante dal decadimento residuo degli isotopi radioattivi del suo nucleo
sarebbe sufficiente a mantenere una temperatura superficiale al di sopra del punto di fusione dell'acqua; è
quindi possibile che possano persino esistere pianeti interstellari con oceani di acqua allo stato liquido.
Probabilmente pianeti di questo tipo rimangono geologicamente attivi per molto tempo, creando quindi
una magnetosfera protettiva attorno al pianeta e fenomeni vulcanici sul fondo degli oceani, eventualmente
in grado di fornire l'energia necessaria allo sviluppo di forme di vita. Questo genere di pianeti sarebbero
comunque molto difficili da individuare, poiché il loro basso irraggiamento termico sarebbe visibile solo alla
lunghezza d’onda delle microonde.
Un esempio di pianeta interstellare potrebbe essere Cha 110913-773444, un oggetto situato a 163 anni
luce nella costellazione del Camaleonte.
Bibliografia
Alan Boss. L'universo affollato. Alla ricerca di pianeti abitati. Le Scienze, 2010.
Jean Schneider. Interactive Extra-solar Planets Catalog. The Extrasolar Planets
Encyclopedia, 13 8 2009.
Marcy, Geoffrey, et al. (2005). Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and
Metallicities. Progress of Theoretical Physics (158): 24-42 (in inglese).
DOI:10.1143/PTPS.158.24.
Exoplanet.eu - Lista di pianeti extrasolari.
Pianeta extrasolare su it.wikipedia.org e rifermenti ivi contenuti.