Il legame tra presenza di pianeti ed abbondanza di elementi chimici pesanti. L’articolo: “HADES RV Programme with HARPS-N at TNG XII. The abundance signature of M dwarf stars with planets” di J. Maldonado (INAF-OAPA) pubblicato su A&A

I complicati processi coinvolti nel processo di formazione planetaria sono ancora oggetto di studio. Il modello più accreditato per spiegare la formazione dei pianeti gassosi è il “core-accretion model“, che prevede prima la formazione di un nucleo roccioso di diverse masse terrestri tramite la coagulazione di planetesimali, seguita da una fase di accrescimento di gas dall’ambiente circostante appena il nucleo diventa sufficientemente massiccio. Questo ed altri modelli proposti vengono testati sia attraverso lo sviluppo di modelli teorici, sia attraverso osservazioni mirate a verificare relazioni previste dai modello stessi. Ad esempio, un’importante conseguenza dal core-accretion model è che la formazione di pianeti gassosi dovrebbe essere più comune attorno stelle ad alta metallicità, ossia con una maggiore abbondanza di elementi chimici più pesanti di idrogeno ed elio (chiamati “metalli” in astronomia), attorno le quali la formazione di nuclei rocciosi massicci dovrebbe essere facilitata.

 

La maggiore frequenza di pianeti gassosi attorno stelle ad alta metallicità è al momento verificata per stelle di classe spettrale FG e K (ossia con temperature tra 7500 e 3700 gradi Kelvin). Questa relazione pianeta-metallicità non è però ancora verificata attorno le stelle di classe spettrale M, più piccole e fredde, nonostante le diverse campagne di ricerca e caratterizzazione di pianeti attorno stelle di questa classe. Una delle difficoltà maggiori nel determinare se tale relazione può essere estesa alle stelle M è dovuta alla presenza di large e profonde bande molecolari nei loro spettri ottici, che spesso coprono e si confondono con le righe necessarie per determinare la metallicità delle stelle. Inoltre le stelle M sono poco luminose, richiedendo spesso lunghi tempi di osservazione per ottenere spettri con un buon rapporto segnale/rumore.

 

L’astronomo J. Maldonado (INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo) ha guidato uno studio mirato a determinare la relazione tra la presenza di pianeti (sia gassosi che rocciosi) e sia la metallicità che la massa di 204 stelle di classe spettrale M, osservate con i due spettrografi “gemelli” HARPS dell’European Southern Observatory e HARPS-N dell’INAF – Telescopio Nazionale Galileo durante campagne osservative mirate alla ricerca di pianeti con la tecnica delle velocità radiali. In questo studio, la metallicità delle stelle è determinata con una tecnica statistica innovativa basata su metodi Bayesiani di analisi di righe spettrali e rapporti di intensità di righe. Questa analisi ha permesso di verificare che le relazioni tra la presenza di pianeti e metallicità valide per le stelle di classe spettrale FGK possono essere estese anche per le stelle M: anche queste stelle, infatti, mostrano una crescente probabilità di ospitare pianeti gassosi all’aumentare della metallicità, mentre nessuna relazione è osservata per pianeti terrestri. Gli autori dello studio hanno anche osservato una correlazione tra la presenza di pianeti gassosi e la massa della stella, anch’essa valida per le classi spettrali FGK. Lo studio, descritto nell’articolo: “HADES RV Programme with HARPS-N at TNG XII. The abundance signature of M dwarf stars with planets“, recentemente pubblicato sulla rivista Astronomy & Astrophysics, estende quindi le relazioni tra le proprietà delle stelle FGK e la presenza di pianeti, importanti per determinare la validità del “core-accretion model”, alle stelle di classe spettrale M. Allo studio hanno partecipato anche gli astronomi G. Micela, L. Affer, A. Maggio, D. Locci, C. Di Maio e A. Petralia dell’Osservatorio Astronomico di Palermo, insieme a colleghi di istituti italiani e spagnoli.

 

La figura (cliccare qui per visualizzare l’immagine intera) mostra la frazione di stelle con pianeti gassosi e rocciosi in funzione di metallicità (misurata dall’abbondanza di ferro rispetto l’idrogeno, Fe/H) e massa delle stelle analizzate in questo studio. Le linee mostrano le funzioni di best-fit che meglio riproducono l’andamento osservato.

 

Mario Giuseppe Guarcello  ( segui mguarce)