Spesso e volentieri sorge un dubbio: quell'enorme corpo celeste trovato ai bordi di un lontano sistema planetario è una stella "fallita" o un vero pianeta? Si cerca in tutti i modi di risolvere la questione in base alla massa e alle caratteristiche superficiali, ma spesso il dubbi restano (dubbi più che giustificati, anche alla luce dell'analisi dei dati di Kepler, secono i quali circa la metà dei candidati-pianeti si sono rivelati probabili nane brune - ne abbiamo parlato QUI). Da oggi, con certosina pazienza e tecnologia d'avanguardia, si potrà utilizzare un nuovo metodo di discriminazione.

Riassumiamo in breve la situazione: la differenza tra un pianeta gigante e una nana bruna è oggetto di studi di ogni tipo che hanno portato a una discriminazione basata essenzialmente sulla massa. Classifichiamo come nana bruna un oggetto che abbia una massa compresa tra 13 e 75 masse gioviane. Se è meno massiccia è un pianeta se è più massiccia dovrebbe aver raggiunto la temperatura per accendere il motore nucleare. Tuttavia, non sempre la massa determinata è abbastanza accurata e può capitare benissimo che il raggio di una nana bruna più massiccia sia minore del raggio di un pianeta meno massiccio. Per lungo tempo si pensava anche che le nane brune stessero decisamente più distanti da una compagna di quanto non lo possano fare dei pianeti giganti, ma questa selezione di tipo "locale" è stata smentita.

Come poter utilizzare un metodo nuovo,  capace di discriminare le due popolazioni?  Ricordiamo che non siamo di fronte a una classificazione più o meno artificiosa come tra pianeta nano, corpo minore e pianeta vero e proprio. Una classificazione che ha ben poco interesse scientifico. Plutone ce lo ha mostrato... che sia pianeta nano o pianeta poco importa: la sua importanza è risultata fondamentale per capire quanto un corpo planetario sia ancora vivo anche a così grande distanza dalla propria stella. Nel caso delle nane brune la separazione è invece di primaria importanza scientifica, dato che porta a nuove informazioni sulla formazione stellare e sui suoi limiti intrinsechi. Ogni aiuto in più è un regalo da non perdere!

Ed ecco, allora, che un gruppo di ricercatori, utilizzando i più grandi e sofisticati telescopi delle Hawaii, hanno iniziato, grazie a una tecnologia sempre più raffinata, a cercare di determinare le orbite di oggetti posti sia come caratteristiche fisiche che come lontananza dalla stella madre al limite tra pianeta e nana bruna. Non è impresa facile, perché ci vogliono secoli per vedere compiere un orbita, ma se la precisione delle misure è molto alta e se si preparano metodi statistici particolari è possibile avere un'idea qualitativa, sempre più valida, del tipo di orbita che si sta studiando anche se è stato coperto solo un piccolo arco della traiettoria attorno alla stella principale.

Perché determinarne l'orbita? Un lavoro da vero certosino dato che ottenere una misura della posizione ogni anno è coprire un tratto di orbita veramente irrisorio. Ci vogliono decenni e non ci sono nemmeno osservazioni più antiche, dato che non è molto che si sono riusciti a vedere direttamente oggetti di dimensioni gioviane a grande distanza dalla stella compagna (vedere direttamente non tramite le comuni tecniche di transito o spettroscopiche).

La vera motivazione di tanto sforzo (senza la fretta un po' arrogante di chi pubblica a raffica, tralasciando spesso la validità dei propri risultati) è legata all'origine di un pianeta e di una nana bruna. Già si pensava che questa era la vera parte discriminatoria: i pianeti, per grandi e lontani che siano, nascono all'interno del disco protoplanetario di una stella che è collassata a partire da una singola nube. Il risultato è un disco molto piatto che vede agglomerazioni e svuotamenti in zone diverse, dando luogo al processo di formazione planetaria. Proprio perché nati in un dico circolare è quasi ovvio che le orbite siano pressoché circolari, soprattutto se i pianeti sono lontani e non hanno occasione di "bisticciare" gravitazionalmente con fratelli della loro stazza.

Una nana bruna, invece, dovrebbe nascere in altra maniera. Siamo di fronte alla nascita di una stella doppia e poco importa che una delle due si porti via troppa poca massa per trasformare l'idrogeno in elio. Una separazione avvenuta già a livello di nube primordiale, durante il collasso. A causa della rotazione o di altre instabilità, una parte della nube principale si stacca e inizia il suo tentativo stellare da sola. Se non riesce a completarlo diventa una nana bruna. Tuttavia, anche se le stelle si sono ormai formate da lungo tempo, il segno di una separazione iniziale a livello di nube resta impresso nelle loro orbite. Non vi è niente che obblighi la compagna ad avere una traiettoria circolare, basta che sia legata alla compagna anche -e soprattutto- con eccentricità anche molto grande.

Abbiamo già capito a cosa servono le orbite... a discriminare la nascita e a riconoscere un oggetto planetario (su orbita circolare) da uno stellare (su orbita ad alta eccentricità). I nostri ricercatori hanno selezionato 27 sistemi planetari in cui si era già tentata una diversificazione basata sulla massa: le orbite calcolate corrispondono perfettamente alle conclusioni già ipotizzate. In poche parole, un metodo dinamico che si aggiunge a un metodo fisico, basato solo sulla quantità di massa e non sull'origine effettiva del corpo celeste.

Come già detto, non immaginiamoci un'orbita perfetta, bensì una serie di orbite che soddisfano i pochi punti misurati. A mano a mano che si aggiungono posizioni l'insieme delle orbita possibili si stringe ed evidenzia  sempre meglio se siamo di fronte a grandi o piccole eccentricità.

Con il miglioramento dei telescopi, dell'ottica adattiva e delle simulazioni orbitali, il metodo dinamico acquisterà sempre maggiore sicurezza, pur basandosi sempre sulla pazienza e sulla calma di chi vuole fare vera Scienza.

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