La lista degli esopianeti sicuri o in attesa di conferma ha ormai superato quota 10000, tuttavia solamente in pochissimi casi è stato finora possibile misurare sulla volta celeste il minuscolo movimento indotto della stella ospite. Nei pochi casi in cui ci si è riusciti, utilizzando il telescopio spaziale Hubble (McArthur et al. 2010), il Very Large Telescope (Sahlmann et al. 2016) oppure l'interferometria VLBI (Curiel et al. 2020), l'impresa ha richiesto grossi sforzi e notevoli risorse osservative.

 Al contrario, Gaia fornisce automaticamente una moltitudine di misure astrometriche di precisione tale da rilevare le firme del movimento orbitale causato da esopianeti giganti. Quando il periodo orbitale del pianeta è paragonabile alla finestra temporale delle osservazioni di Gaia, l'oscillazione della stella attorno al comune baricentro del pianeta sulla stella può diventare evidente come uno spostamento residuo non spiegato della parallasse stellare o dal movimento proprio.

 Il rilevamento sicuro di pianeti tramite metodo astrometrico richiede un intervallo di tempo sufficientemente ampio e fasi di elaborazione dedicate, motivo per cui tali scoperte erano assenti dai cataloghi Gaia finora rilasciati; la situazione cambierà radicalmente con l'imminente terzo rilascio di dati che conterrà centinaia di migliaia di soluzioni di stelle non singole, da astrometria, fotometria e spettroscopia.

 La figura in apertura mostra un assaggio di quanto offrirà prossimo rilascio, ovvero la soluzione orbitale per HD81040, una stella piuttosto luminosa (G≅​7,6) situata ad una distanza di circa 115 anni luce dal Sole. Le circa 400 singole misurazioni astrometriche raccolte su di essa in circa 900 giorni sono state elaborate con una procedura volta ad identificare un movimento kepleriano di piccola ampiezza, effettivamente risultato molto significativo. Il pannello di sinistra mostra l'orbita determinata da Gaia, proiettata sulla volta celeste con il nord in alto e l'est a sinistra. Il baricentro del sistema è contrassegnato dalla croce e le posizioni astrometriche, calcolate dopo aver sottratto gli effetti della parallasse e del moto proprio, sono mostrate in nero, con le barre di incertezza allineate con la direzione di scansione di Gaia in quella epoca. I valori ricavati per la parallasse e il moto proprio della stella sono mostrati nel pannello verde, all'angolo superiore sinistro, mentre il loro effetto combinato sulla volta celeste è mostrato dalla curva blu; i cerchi aperti indicano i tempi in cui la stella ha attraversato il campo visivo di Gaia e la freccia indica la direzione del movimento. Il pannello con sfondo azzurro, infine, mostra i residui post-fit, la cui piccola dispersone (65 microsecondi d'arco) conferma la bontà del modello astrometrico. Il periodo di rivoluzione e l'eccentricità orbitale ricavate dal modello corrispondono a 850±110 giorni e 0,37±0,15 rispettivamente

 Nel 2006, le variazioni di velocità radiale di HD81040 avevano già rivelato la presenza di un pianeta super-Giove in orbita attorno alla stella, ogni 1000 giorni (Sozzetti et al. 2006). Il confronto dei parametri orbitali relativi mostra che Gaia ha rilevato indipendentemente il movimento della stella causato dallo stesso pianeta in orbita. Il movimento orbitale è minuscolo, con una semi-ampiezza di ~0,4 millesimi di secondo d'arco, circa 3 ordini di grandezza più piccolo del moto proprio annuale della stella. Per dare un senso di scala assoluta, l'impronta di un astronauta sulla Luna vista dalla Terra corrisponde a circa la metà della dimensione dell'orbita!

 Il periodo astrometrico è marginalmente più breve rispetto al periodo ricavato con la velocità radiale, che è molto più preciso. La figura seguente mostra che, quando si utilizza il secondo periodo e si assume per la stella una massa di 0,96 ± 0,04 masse solari, le osservazioni di velocità radiale concordano abbastanza bene con il modello di Gaia.

La curva di velocità radiale di HD81040 prevista dalla soluzione astrometrica Gaia (curva nera, al netto della velocità sistemica), a confronto con le velocità radiali misurate da Sozzetti et al. 2006 (simboli neri). La regione grigia mostra l'intervallo di confidenza (1-σ

 ) equivalente della soluzione di Gaia. Credito: ESA/Gaia/DPAC, CC BY-SA 3.0 IGO .

 Ma non finisce qui! Poiché l'astrometria di Gaia ha determinato l'inclinazione orbitale, possiamo risolvere le ambiguità di orientamento della soluzione fornita dalla velocità radiale e determinare la massa effettiva del pianeta, che risulta di circa 8,0±0,6 masse gioviane. Inoltre, utilizzando anche il catalogo Hipparcos, si è stabilita inequivocabilmente la configurazione retrograda dell'orbita, con inclinazione maggiore di 90 gradi.

 Questa soluzione orbitale fa parte dei primi risultati tanto attesi sugli esopianeti di Gaia. È un piccolo antipasto per un campione più ampio di orbite astrometriche che sarà rilasciato in Gaia DR3. Sottolineiamo che nessuna astrometria d'epoca verrà rilasciata in Gaia DR3, ovvero i punti dati mostrati nella Figura 1 generalmente non diventeranno pubblicamente disponibili prima di Gaia DR4.

Mentre il rilascio di dati 3 di Gaia è stato generato dai primi 34 mesi di dati, Gaia è ora all'ottavo anno di operazioni scientifiche e la sua astrometria porterà alla scoperta e alla caratterizzazione di migliaia di esopianeti giganti e compagni substellari in orbita attorno a stelle vicine (ad es. Perryman et al. 2014 , Sozzetti et al. 2014 , Holl et al. 2021 ). Ciò consentirà di studiare le masse e le architetture orbitali dei sistemi esoplanetari su larga scala ed esplorare la dinamica dei sistemi multi-pianeta e dei pianeti circumbinari .

Il rilascio dei dati di Gaia è previsto nel secondo trimestre del 2022. Maggiori informazioni sulle versioni future di Gaia sono disponibili nella pagina dello scenario di rilascio di Gaia .