Ciò che distingue un pianeta massiccio da una nana bruna è ancora oggetto di dibattito. Per convenzione internazionale, adottata dall’Unione Astronomica Internazionale, sono pianeti quegli oggetti sotto la massa critica che comporti la fusione termonucleare del deuterio. Secondo le stime, tale limite è intorno a 13 masse gioviane e studiare oggetti vicini a tale limite permette di determinare la linea di demarcazione. Come spesso accade, tale confine si rivela alquanto sfumato e la distinzione tra pianeta gassoso gigante e nana bruna può dipendere da vari fattori.
Non da meno l’ambiente di formazione può condizionare l’evoluzione e non solamente la massa. Di solito le nane brune si formano autonomamente e ben separate dalle stelle e i loro dischi protoplanetari. Tuttavia in alcuni casi più rari, l’accrescimento degli embrioni planetari può condurre alla formazione di oggetti sopra il limite delle 13 masse gioviane. Questi rari sistemi planetari ibridi, contenenti una stella centrale, esopianeti e nane brune, sono ambienti ideali per studiare diversi possibili percorsi di formazione. Essendo presumibilmente oggetti coevi alla stessa distanza, possono essere caratterizzati con molta precisione. Tali sistemi sono perciò ambienti ottimali per indagare eventuali oggetti nel limite di transizione e tracciare una distinzione tra le due classi.
Il sistema di HD 206893
La stella HD 206893 di classe F5Vè uno di questi ambienti. A 40,7 parsec, nel Capricorno, questa stella presenta una metallicità di tipo solare e ospita un disco di detriti, identificato dal satellite ISO nel 2000. In seguito è stato osservato e meglio caratterizzato con Spitzer, Herschel e, più di recente, con ALMA. Le immagini ad alta risoluzione di ALMA, hanno permesso di osservare una struttura radiale estesa tra 30 e 180 UA, con due lacune a 27 e 74 UA. L’età della stella è stata stimata tra 100 e 300 milioni di anni.
Un compagno sub stellare è stato invece identificato nel 2017 a circa 10 UA dalla stella utilizzando lo strumento SPHERE del VLT dell’ESO. Osservazioni di follow-up su HD 206893B, anche molto recenti, hanno permesso di definire la sua massa tra 30-40 masse gioviane, quindi è una nana bruna con emissione spiccatamente infrarossa.
[Tratto da S. Hinkley et al. 2023, A&A 671, L5 (2023)]
Nel frattempo sono emerse prove di un secondo compagno più interno nel sistema. Mediante misure di velocità radiali (RV) con lo spettrografo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) su 1,6 anni, è stata rilevata una deriva significativa che non può essere attribuita a HD 206893B. Secondo gli esperti tale deriva in RV è imputabile a un oggetto di circa 15 masse gioviane. Allo stesso modo, l’anomalia nel movimento proprio con Gaia EDR3 non può essere spiegata solo da B ma ancora dalla presenza di un oggetto di 8-15 masse gioviane. Questo pianeta massiccio o nana bruna di piccola massa sembra perciò reale ed è stato denominato HD 206893c.
HD 206893c
Sull’intero sistema si è concentrato lo studio di un nutrito gruppo guidato da Sasha Hinkley dell’University of Exeter. Il gruppo ha potuto confermare, con rilevamento diretto, la presenza dell’oggetto entro appena 100 milliarcsecondi dalla stella primaria. Usando lo strumento GRAVITY dell’interferometro VLTI, è stata ottenuta un’astrometria molto precisa dell’orbita, nonché una spettroscopia a media risoluzione nella banda K. Ciò ha permesso di stabilire la sua massa in 12-13 masse gioviane a 3,5 UA dalla stella, ponendo HD 206893c nella regione di confine tra pianeti e nane brune.
Oltre a ottenere una massa dinamica precisa per l’esopianeta, lo studio fornisce anche l’astrometria dell’orbita di HD 206893B. Adattando i dati osservati ai modelli, sono quindi determinate masse dinamiche rispettivamente di 12,7 e 28,0 masse gioviane, con precisione del 10 e 5% per HD 206893c e B. Un confronto tra la massa e la luminosità bolometrica di b e i modelli evolutivi, fornisce invece stringenti vincoli di età per il sistema. La luminosità bolometrica derivata dipende in una certa misura dal modello atmosferico scelto. Nonostante le incertezze, le stime ottenute mostrano che b abbia una luminosità compatibile con timide reazioni di combustione del deuterio.
Vincoli sull’età del sistema
Dato che la massa di HD 206893c è vicina al limite di combustione del deuterio (11,5-14,5 masse gioviane) è probabile che le reazioni di fusione avvicinino la luminosità di c a B. Non da meno la possibile presenza di nubi atmosferiche non è trascurabile. La nuvolosità dell’atmosfera influenza, infatti, la velocità di raffreddamento e quindi l’evoluzione della luminosità e del raggio degli oggetti di piccola massa.
Per coincidenza i due oggetti esibiscono temperature effettive simili, così come suggerito dai modelli che forniscono luminosità e magnitudini per oggetti che si raffreddano con un’atmosfera nuvolosa o chiara (priva di nuvole) a tutte le età, secondo la massa.
La determinazione dinamica della massa di HD 206893B, può essere combinata con la sua luminosità bolometrica per derivare un’età del sistema utilizzando tracce di raffreddamento. La maggiore precisione sull’orbita, combinata con la luminosità molto ben vincolata, permette di derivare un’età del sistema in 155 ±15 milioni di anni. Inoltre, avendo sia un pianeta massiccio nel limite che una nana bruna nello stesso sistema con un’età comune, HD 206893 fungerà da sistema straordinariamente prezioso allo scopo di approfondire la comprensione della formazione dei pianeti ed evidenziare le distinzioni tra i percorsi di formazione tra pianeti e nane brune.
Oltre a risiedere in un sistema esoplanetario ibrido, HD 206893c è un laboratorio ideale per stabilire la massa precisa cui può avvenire l’accensione delle reazioni di fusione del deuterio. Non è cosa da poco poiché discrimina letteralmente tra due generi di oggetti celesti. Oltre ad avere un impatto drammatico sulla sua evoluzione, la durata e l’estensione della combustione del deuterio in un oggetto substellare possono fornire preziosi indizi sulle sue condizioni iniziali e sulla sua struttura interna.
