Si chiama funzione di massa iniziale (FMI) una relazione empirica che descrive la distribuzione delle masse di una popolazione di stelle di recente formazione in base alla loro massa iniziale. Non è ancora chiaro quanto si estenda la FMI delle stelle e degli oggetti substellari nelle regioni di formazione e se esista un limite inferiore.
Risposta non semplice, perché gli oggetti flottanti nel dominio di massa planetaria inferiore a 13 masse di Giove, dove nemmeno il deuterio può fondersi, sono molto difficili da osservare poiché intrinsecamente molto deboli. La loro rivelazione diventa però più probabile nelle ricche regioni di formazione stellare più vicine, specialmente in infrarosso.
Nella Nebulosa di Orione
La Nebulosa di Orione (M42) è la regione di formazione stellare massiccia più studiata del cielo. I festoni d’idrogeno ionizzato e gli arabeschi di polveri fanno la gioia degli astrofotografi che però spesso trascurano un aspetto altrettanto spettacolare, cioè che in M42 si stanno formando stelle in tutto lo spettro di massa, dalla classe spettrale O alla M, nonché una ricca popolazione di nane brune e pianeti flottanti
Collettivamente, questi oggetti sono conosciuti come l’Ammasso della Nebulosa di Orione e il nucleo interno più denso, entro 0,5 parsec dalle omonime stelle del Trapezio, è detto Ammasso del Trapezio. Per la sua vasta popolazione di circa 2000 membri, l’età inferiore a due milioni di anni, la bassa estinzione in primo piano e la vicinanza al Sole (390 parsec), il Trapezio è un laboratorio perfetto per studi sulla formazione di stelle e pianeti.
Precedenti indagini effettuate dal suolo e nello spazio rivelano una ricca popolazione di nane brune e sorgenti di massa planetaria (PMO) sino a circa 3 MJ (masse gioviane). Raggiungere masse inferiori è davvero impegnativo, sia perché gli oggetti di massa inferiore sono più freddi ed emettono la maggior parte della loro energia nell’infrarosso termico, sia perché si proiettano sullo sfondo luminoso di M42. Altrettanto, gli oggetti confermati spettroscopicamente sotto il limite di combustione del deuterio rimangono relativamente rari a causa della loro bassissima luminosità. Ma la funzione di massa iniziale si estende ulteriormente sotto tale limite?
Dove arrivano le masse più basse?
Sappiamo che gli oggetti substellari al di sotto del limite di combustione dell’idrogeno (0,075 masse solari) non raggiungono la sequenza principale e si raffreddano progressivamente, diventando sempre più deboli nel tempo. Tuttavia, le sorgenti giovani e substellari rimangono relativamente luminose e più facili da identificare. Anche le nane brune subiscono un periodo di fusione del deuterio, mentre le sorgenti inferiori a 13 MJ, i PMO, non lo fanno.
Vien da sé che per identificare questi ultimi, anche ben sotto le 13 MJ, lo strumento ottimale a disposizione degli astronomi è adesso il Telescopio Spaziale James Webb (JWST). La sensibilità infrarossa dello strumento è eccezionale e la combinazione di una vasta gamma di filtri permette di caratterizzare al meglio i candidati grazie a specifiche righe spettrali nelle loro atmosfere. Questi strumenti permettono quindi di discriminare tra le varie sorgenti PMO e quelle spurie di fondo, come stelle di campo e addirittura lontanissime galassie arrossate.
L’occhio infrarosso del Webb
Utilizzando la Near Infrared Camera (NIRCam), l’occhio infrarosso dello JWST ha perciò puntato una regione di 11×7,5 minuti d’arco nell’Ammasso del Trapezio. Tra il 26 settembre e il 2 ottobre 2022 sono state compiute complessivamente 34,9 ore di osservazione, suddivise su 12 filtri. La NIRCam ha osservato gli spettri degli oggetti nella regione, cercando le firme degli elementi caratteristici di possibili PMO in modo da distinguerli efficacemente da quelli di sfondo, più massicci e arrossati. Le stelle di campo sono escluse per via dello spettro uniforme, ma le nane brune più vecchie, più fredde e in primo possono creare falsi positivi. Tale contaminazione è comunque minima per via della distanza e della posizione di M42 fuori dal piano galattico.
L’analisi dei dati raccolti ha portato all’identificazione di 540 candidati PMO con spettri che si adattano ai modelli evolutivi di oggetti sotto 13 MJ. 168 candidati mostrano anche l’assorbimento di CH4 e si adattano meglio ai modelli con masse pari o inferiori a 5 MJ. Il candidato PMO più estremo nel campione ha una massa di 0,6 MJ, in altre parole due volte Saturno.
Tutti i PMO individuati mostrano una continuazione graduale della FMI sino alle masse più basse senza alcun limite netto. C’è tuttavia un moderato aumento del numero di oggetti nell’intervallo 1-3 MJ, forse dovuto a un certo numero di oggetti espulsi.
Gli oggetti binari che non ti aspetti
È però davvero sorprendente che una frazione rilevante dei candidati PMO si presenti in coppia. Attraverso la funzione di massa iniziale, si vede che la frazione di molteplicità, vale a dire i primari che hanno almeno un compagno, diminuisce con la massa. Per le stelle massicce di tipo O e B, la frazione di molteplicità è vicina al 100%; diminuisce al 50–60% per le stelle di tipo solare, al 15% per le nane brune di massa maggiore (50–80 MJ), e scende ulteriormente all’8% per quelle di massa inferiore (20–60 MJ). Seguendo questa tendenza, e anche in conformità alle attese teoriche, la frazione di molteplicità per i PMO inferiori a 13 MJ dovrebbe essere praticamente zero.
Le osservazioni sembrano smentire tale previsione perché 40 sistemi hanno un compagno binario entro 1 arcosecondo (390 unità astronomiche alla distanza di M42) e due sistemi sono addirittura tripli. Questo risultato comporta una frazione di molteplicità di almeno il 9%. L’esistenza di questi “JupiterMass Binary Objects” (JuMBO), è un risultato inaspettato e non si tratta di allineamenti casuali.
Una nuova classe di oggetti
Gli JuMBO coprono l’intero intervallo di massa da 13 a 0,7 MJ. Hanno separazioni tra circa 25 e 390 AU, significativamente più ampie di quella media delle nane brune binarie di circa 4 AU. La formazione di questi sistemi è per ora ancora avvolta dal mistero, però gli autori propongono due possibili scenari.
Gli JuMBO forse si sono formati attraverso un meccanismo “planetario” in un disco circumstellare di una stella ospite ed espulsi. Questi processi di espulsione sono alquanto comuni in ambienti affollati come il Trapezio. Ciononostante, rimane poco chiaro come coppie di giovani pianeti possano essere espulsi simultaneamente e rimanere legati, benché debolmente con separazioni ampie. Potrebbe anche essere attivo un meccanismo del tutto nuovo che favorisca la formazione di coppie planetarie senza alcuna stella nel centro.
Saranno necessarie nuove simulazioni e modellizzazioni per comprenderne i meccanismi di formazione. È indubbio che l’avvento di JWST permetterà uno sviluppo nell’ambito della formazione stellare e planetaria grazie all’osservazione diretta di oggetti isolati anche sotto 1 MJ.
