Dove cominciano le stelle?

Uno studio non ha permesso di stabilire il confine con le nane brune

Rappresentazione artistica delle cinque nane brune scoperte con il satellite TESS. Questi oggetti sono tutti in orbite ravvicinate attorno alle loro stelle ospiti . (Thibaut Roger – UNIGE)

Quando parliamo di nane brune, ci riferiamo a corpi celesti di massa intermedia, compresa tra quella dei pianeti giganti e le stelle più piccole. Tale intervallo si colloca tra circa 13 e 80 masse gioviane. Se il limite inferiore è più che altro convenzionale, tanto che alcune nane brune possono essere considerate al pari di super-pianeti gassosi, quello superiore è invece consistente, poiché segna una reale demarcazione tra due distinte classi di oggetti.

Definiamo come stella qualsiasi oggetto gassoso in grado di sostenere stabilmente le reazioni di fusione dell’idrogeno in elio nel nucleo centrale per un tempo strettamente correlato alla massa. Le stelle di piccola massa, le nane rosse, mantengono stabilmente le reazioni nucleari per molti miliardi di anni. Le nane brune invece, almeno quelle da circa 60 masse gioviane in su, sostengono per breve tempo reazioni di fusione minori, come quella del deuterio. Benché la fusione del deuterio sia meno energetica, in tale fase temporanea – che anticipa un inesorabile e graduale raffreddamento – sono del tutto simili alle minuscole nane rosse.

Il grafico mostra come le nane rosse e le brune più massicce possano avere dimensioni del tutto simili, benché con temperature differenti.
Gli astronomi si domandano dove sia collocato il limite di demarcazione tra le due classi di oggetti.

(Grafica Giuseppe Donatiello)

Come possiamo dunque sapere se stiamo osservando una nana bruna o una stella di massa molto bassa? Un nutrito gruppo internazionale, guidato da Nolan Grieves dell’Università di Ginevra (UNIGE) e del Swiss National Centre of Competence in Research (NCCR) PlanetS, ha identificato e osservato cinque oggetti che hanno masse poste in piena regione di confine tra le stelle vere e quelle mancate.

“Non sappiamo ancora esattamente dove si trovano i limiti di massa delle nane brune, limiti che consentono di distinguerle dalle stelle di piccola massa”, spiega Grieves. “Questi limiti variano a seconda della composizione chimica della nana bruna, ad esempio, o del modo in cui si è formata, nonché del suo raggio iniziale”.

La casistica non è ancora sufficiente per avere indicazioni univoche poiché sinora sono state caratterizzate con precisione appena una trentina di nane brune: troppo poche rispetto ai centinaia di esopianeti. Sembra quasi un controsenso dato che le maggiori dimensioni e luminosità ne permettono, a differenza dei pianeti, la rivelazione diretta nelle immagini.

Per saperne di più, il gruppo di astronomi ha analizzato nel dettaglio cinque candidati compagni di bassa massa, originariamente identificati con il Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) ed inseriti nella lista degli Oggetti d’Interesse (TOI), rispettivamente come: TOI-148, TOI-587, TOI-681, TOI-746 e TOI-1213. Essendo oggetti compagni di stelle, possono essere meglio determinati i loro parametri fisici ricavandoli dallo studio delle loro orbite.

Le cinque nane brune in immagini ottenute con tecnica interferometria speckle con lo strumento SOAR/HRCam.
Con tali misure sono stati determinati i diametri degli oggetti.
Da A&A 652, A127 (2021).

Tali oggetti esibiscono così periodi di rivoluzione tra 5 e 27 giorni, raggi tra 0,81 e 1,66 e masse tra 77 e 98 volte quella di Giove. Questi dati pongono i candidati in piena regione di demarcazione tra nane brune e nane rosse, con alcuni ben sopra il limite superiore generalmente stabilito per le prime. Lo studio ha permesso di verificare che i cinque oggetti sono classificabili come nane brune e sono giunti a tale conclusione dall’analisi del rapporto tra età e dimensioni.

Le nane brune dovrebbero rimpicciolirsi nel tempo man mano che si bruciare le loro riserve di deuterio e raffreddarsi”, spiega François Bouchy, uno degli autori. “Qui abbiamo scoperto che i due oggetti più antichi, TOI 148 e 746, hanno un raggio più piccolo, mentre i due compagni più giovani hanno raggi più grandi”.

Tali candidati hanno tuttavia masse talmente vicine al limite da poter essere altresì stelle di massa molto bassa, ma ciononostante la loro natura non può essere stabilita in modo univoco. Gli autori ammettono che serviranno ancora altre osservazioni per decretare in modo definitivo le differenze tra le due classi di oggetti.

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