Nana bruna
|
|
Le nane brune sono un tipo particolare di oggetto celeste, che possiedono una massa più grande di quella di un pianeta, ma più piccola di 0,08 volte la massa del Sole, corrispondente a 70 masse gioviane che è considerata la massa minima perché abbiano luogo le reazioni di fusione nucleare proprie delle stelle. L'energia che irradiano è dovuta, secondo il meccanismo di Kelvin-Helmholtz, alla loro lenta contrazione. Il limite minimo che separa i giganti gassosi massicci dalle nane brune è di circa 13 masse gioviane, limite superato il quale avviene la fusione del deuterio, mentre oltre le 65 MJ avviene anche la fusione del litio[1]. Tuttavia, non c'è unanimità al riguardo su quale criterio utilizzare per definire la separazione tra nana bruna e pianeta gigante; alcune scuole di pensiero preferiscono basarsi sulla formazione, altre sui processi fisici interni[2].
Indice |
Formazione e evoluzione delle nane brune [modifica]
Le nane brune si formano, esattamente come le stelle, per il collasso gravitazionale di nubi di gas nello spazio, ma hanno massa insufficiente (inferiore all'8% circa della massa del Sole) per innescare reazioni di fusione nucleare al loro interno. Tali stelle irraggerebbero una debole luce per un centinaio di milioni di anni circa, in conseguenza alla conversione di energia gravitazionale in calore.
Nei primi stadi della loro vita, la maggior parte delle nane brune in effetti genera un po' di energia grazie alla fusione del litio e del deuterio, elementi molto facili da fondere, che sono assenti nelle stelle normali (che li bruciano immediatamente). La presenza del litio è un forte indizio che un oggetto di piccola massa sia una nana bruna.
Le nane brune continuano a brillare nel rosso e soprattutto nell'infrarosso dopo aver esaurito il deuterio. La sorgente di energia per il loro brillare è semplicemente il calore rimasto dalla combustione del deuterio e del litio, che però si riduce lentamente. Le atmosfere delle poche nane brune conosciute hanno temperature che variano da 700 a 2.300°C (nella classificazione stellare l'intervallo di temperatura superficiale di tali oggetti va da 2.000k a 700k per le classi L e T). Tutte le nane brune si raffreddano nel tempo, perché non hanno altre fonti di energia. Quelle più grosse si raffreddano più lentamente.
Si conoscono solo poche nane brune, e tra queste molte non sono neppure certe. Si pensa che siano stelle molto comuni, ma la loro osservazione è resa difficile dalla loro bassissima luminosità, che le rende invisibili già a piccole distanze.
Il limite tra un pianeta gigante gassoso e una nana bruna è piuttosto indefinito. La principale differenza è il modo in cui sono nati: un pianeta orbita attorno a una stella più grande, mentre una nana bruna si è formata per collasso diretto di una nebulosa, come le stelle normali. L'unica differenza rispetto a queste è che o la nebulosa era troppo piccola oppure, quando la nana bruna era ancora una protostella, venne sbalzata fuori dal proprio disco di accrescimento a causa dell'interazione con un altro corpo massivo.
Recenti osservazioni delle nane brune conosciute hanno rivelato delle variazioni di luminosità regolari nell'infrarosso. Queste variazioni suggeriscono la presenza di nubi relativamente fredde e opache nell'atmosfera. Si pensa che la "meteorologia" di questi oggetti sia estremamente violenta, comparabile, ma molto maggiore, alle famose tempeste di Giove.
Classificazione delle nane brune [modifica]
- Classe spettrale M
- Classe spettrale L
- Classe spettrale T
- Classe spettrale Y
Nane brune notevoli [modifica]
La prima nana bruna riconosciuta come tale fu Teide 1, nel 1995, anche se la prima osservata fu LP 944-020, confermata tale però solo nel 1998. Nel 2013 è stato scoperto un sistema binario di nane brune a soli 6,5 anni luce dalla Terra, WISE 1049-5319, di fatto le nane brune più vicine scoperte. COROT-3 b è invece è uno degli oggetti substellari più densi conosciuti: ha una massa oltre 20 volte quella di Giove ma in pratica le stesse dimensioni del maggior pianeta del sistema solare[3].
| Peculiarità | Nome | Tipo spettrale | RA/Dec | Costellazione | Note |
|---|---|---|---|---|---|
| La prima scoperta | LP 944-020 | M9 | 03h 39m 35,220s –35° 25′ 44,09″ |
Fornace | Identificata nel 1975 |
| La prima riconosciuta come nana bruna | Teide 1 | M8 | 3h 47m 18,0s 24° 22′ 31″ |
Toro | Riconosciuta nana bruna nel 1995 |
| La prima con un pianeta in orbita | 2M1207 | M8 | 12h 07m 33,467s −39° 32′ 54,0″ |
Centauro | Scoperta nel 2005 |
| La prima scoperta attorno a una stella normale | Gliese 229 B | T6.5 | 06h10m34.62s −21°51'52.1" |
Lepre | Scoperta nel 1995 |
| Prima nana bruna binaria spettroscopica | PPL 15 A, B [4] | M6.5 | 03h48m04,68s +23°39'30,2" |
Toro | Scoperta nel 1999 |
| Prima nana bruna binaria di tipo T | Epsilon Indi Ba, Bb [5] | T1 + T6 | 22h 03m 21,658s -56° 47′ 09,52″ |
Indiano | Distanza: 3,626 pc |
| Prima nana bruna tripla | DENIS-P J020529.0-115925 A/B/C | L5, L8 e T0 | 02h 05m 29.401s -11° 59' 29.67"' |
Balena | Delfosse et al. 1997, mentions |
| Prima scoperta nell'alone galattico | 2MASS J05325346+8246465 | L7 | 05h32m53.46s +82°46'46.5" |
Gemelli | Adam J. Burgasser, et al. 2003 |
| La più vicina | WISE 1049-5319 | L8 / L-T | 10h 49m 15.57s −53° 19′ 06″ |
Vele | Dista 6,5 anni luce |
| La più fredda | WISE 1828+2650 | Y2 | 18h 28m 31s 26° 50'′ 37,79″ |
Lira | Temperatura di 300 K |
Voci correlate [modifica]
Note [modifica]
- ^ A scelta: stella, nana bruna o pianeta media4.obspm.fr
- ^ A. J. Burgasser (2008). Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters (http://astro.berkeley.edu).
- ^ Exoplanet hunt update
- ^ [astro-ph/9908015] PPl 15: The First Brown Dwarf Spectroscopic Binary. Arxiv.org, 2 agosto 1999
- ^ eso0303 - Discovery of Nearest Known Brown Dwarf. ESO, 13-1-2003
Altri progetti [modifica]
Commons contiene immagini o altri file su Nana bruna
Collegamenti esterni [modifica]
- Teoria delle nane brune (da "Fondamenti di Astrofisica Stellare" di V. Castellani)
