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Il confine tra pianeta e "stella mancata"

Meccanismi di formazione di un pianeta (a sinistra) e di una nana bruna (a destra)
Meccanismi di formazione di un pianeta (a sinistra) e di una nana bruna (a destra) Crediti: NASA / ESA / A. Feild - Processing: M. Di Lorenzo

Un nuovo studio empirico ha abbassato sotto le 10 masse gioviane il valore di massa oltre il quale un pianeta gigante va considerato una "stella mancata".

 Il confine tra la massa di una nana bruna e quella di una stella vera e propria è noto con discreta precisione e cade intorno a 75-80 masse gioviane (Mjup), un tredicesimo della massa del Sole. Altro paio di maniche è stabilire invece il confine tra la massa di un pianeta gigante e quella di una nana bruna; quest'ultima si forma come una stella ma la sua massa ridotta non gli consente di raggiungere, nel nucelo, una pressione sufficiente a vincere la pressione di "gas degenere" degli elettroni. Un simile astro è assimilabile ad una "stella mancata" perchè, invece di fondere l'idrogeno nel nucleo, deve limitarsi a produrre un pò di energia contraendosi e riscaldandosi, cioè sfruttando il potenziale gravitazionale, oppure fondendo i pochi nuclei di deuterio e litio a disposizione, cosa decisamente più facile tanto che ci si sta provando anche qui sulla Terra.

 Finora si riteneva che la soglia che stabilisce la transizione tra pianeta e nana bruna fosse dell'ordine di 13 masse gioviane o anche più, ma un nuovo studio appena pubblicato suggerisce una soglia decisamente più bassa, compresa tra 4 e 10 volte la massa di Giove. Per capire come questo valore sia stato stabilito, bisogna accennare ai presunti meccanismi di formazione di queste due categorie di oggetti, schematizzati nella immagine di apertura. Un pianeta si forma da una nube protoplanetaria, quando planetesimi di roccia e ghiaccio si uniscono a formare un protopianeta che poi, eventualmente, raccoglie anche il gas circostante divenendo un gigante gassoso con nucleo solido. Al contrario, le nane brune si formerebbero direttamente da una instabilità nel disco di gas con conseguente collasso gravitazionale, proprio come fanno le normali stelle. Mentre quest'ultimo meccanismo di instabilità gravitazionale non richiede particolari requisiti chimici per la nube protoplanetaria, il meccanismo di "core accretion" richiede abbondanza di elementi più pesanti di idrogeno ed elio (come il silicio presente nelle rocce) e quindi la formazione di pianeti può avvenire solo intorno a stelle non primordiali, con un elevato grado di "metallicità" (indicato dall'indice [Fe/H] nel grafico qui sotto).

nanonano

Credit: K. Schlaufman / "An Upper Bound on the Masses of Planets" / AstroPH-EP

 L'articolo in questione, pubblicato su The Astrophysical Journal e scritto da K. Schlaufman (Johns Hopkins University), prende le mosse dai cataloghi esistenti di pianeti e nane brune o stelle di piccola massa (da 0,1 Mjup fino a 0,3 masse solari) intorno a stelle di tipo solare, osservati sia con il metodo dei transiti che tramite effetto Doppler; questo garantisce la conoscenza delle dimensioni e della massa di simili corpi secondari. Ne risulta un campione di 146 oggetti e la loro distribuzione in funzione della massa e della "metallicità" della stella primaria (mostrato qui sopra) conferma che, mentre per gli oggetti di massa più piccola c'è una chiara tendenza ad apparire solo intorno a stelle con elevato contenuto di elementi pesanti, come previsto dal suddetto meccanismo di "core accretion", gli oggetti più massicci si formano anche attorno a stelle povere di "metalli", anche questo giustificato dal meccanismo di instabilità gravitazionale. La cosa interessante è che la zona transizione (in grigio nella figura) non cade nella regione sopra una decina di masse gioviane, come previsto dai modelli di formazione planetaria attuali (Shakura–Sunyaev), ma sembra centrata sulle 6 masse gioviane e comunque cade tra 4 e 10 Mjup. L'autore suggerisce che la discrepanza possa essere imputabile a dimensioni minori o a una minore viscosità dei dischi protoplanetari rispetto a quella ipotizzata nei modelli. Queste nuove condizioni, peraltro, aiuterebbero a spiegare anche un paradosso legato ai modelli attuali, secondo i quali i pianeti giganti appena formati dovrebbero subire un forte frenamento ad opera del disco protoplanetario, finendo per spiraleggiare verso la stella fino a venire distrutti; siccome le osservazioni mostrano chiaramente che questo non avviene (data l'abbondanza di pianeti gioviani attorno a stelle solari), i dischi devono essere meno densi e meno efficaci del previsto nel rubare momento angolare ai pianeti. 

 Questi risultati, se confermati, implicano che molti degli eso-pianeti scoperti negli ultimi anni possano essere in realtà delle nane brune di piccola massa. Inoltre, l'autore mette in evidenza come la nostra conoscenza di questi corpi migliorerà notevolmente quando, a breve, verranno pubblicati i nuovi cataloghi GAIA che dovrebbero contenerne oltre 20000, ben 2 ordini di grandezza in più rispetto ai cataloghi attuali!

 

Riferimenti:
www.skyandtelescope.com/astronomy-news/new-definition-planet/
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa961c

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Marco Di Lorenzo (DILO)

Sono laureato in Fisica e insegno questa materia nelle scuole superiori; in passato ho lavorato nel campo dei semiconduttori e dei sensori d'immagine. Appassionato di astronautica e astronomia fin da ragazzo, ho continuato a coltivare queste passioni sul web, elaborando e pubblicando numerose immagini insieme al collega Ken Kremer. E naturalmente amo la fantascienza e la fotografia!

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