Nana bruna: differenze tra le versioni

Da allora sono stati tentati svariati metodi per la ricerca di questi oggetti. Uno di essi consiste nello scrutare il cielo nei pressi di stelle visibili: poiché più della metà delle stelle esistenti sono [[stella binaria|sistemi binari]] ci si può aspettare che la compagna di alcune di esse sia una nana bruna. Inoltre, l'osservazione visiva della nana bruna non è in questi casi necessaria, ma è sufficiente il rilevamento della loro presenza mediante il [[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari#Metodo delle velocità radiali|metodo delle velocità radiali]]. Un altro metodo consiste nell'osservazione degli [[Ammasso stellare|ammassi stellari]]: poiché nelle prime fasi della loro esistenza le nane brune sono relativamente più luminose a causa della fusione del deuterio e poiché gli ammassi stellari sono formazioni relativamente giovani, si può sperare di osservare fra gli oggetti più deboli e rossi degli ammassi anche delle nane brune. Un terzo metodo consiste nel fatto che anche le stelle di massa più piccola bruciano il litio entro 100 milioni di anni dalla loro formazione, mentre le nane brune aventi massa inferiore a 0,06&nbsp;M_☉ non lo bruciano mai. La presenza di litio nello spettro di un corpo costituisce quindi una un'evidenza che si tratti di una nana bruna<ref name=Basri/>.

Le nane brune hanno più o meno tutte lo stesso [[raggio (astronomia)|raggio]]. Ciò è dovuto al fatto che la pressione esercitata dagli elettroni degenerati è indipendente dalla temperatura e dipendente solo dalla massa. In particolare, il raggio è inversamente proporzionale alla radice cubica della massa. Ne consegue che le nane brune più massicce hanno un raggio che è circa 40% minore di quelle di massa più piccola. Le dimensioni tipiche di una nana bruna sono paragonabili a quelle di Giove. In realtà, la differenza di raggio fra le diverse nane brune è ancora minore. Infatti il nucleo di una nana bruna è sufficientemente caldo perché l'[[energia cinetica]] degli elettroni e degli ioni eserciti una un'ulteriore pressione, che si aggiunge a quella degli elettroni degenerati. Poiché le nane brune di grande massa si raffreddano più lentamente di quelle di piccola massa, la pressione ulteriore esercitata dal moto delle particelle del nucleo è generalmente maggiore nelle nane brune di grande massa. Questo riduce la differenza di raggio fra le nane brune più massicce e quelle meno massicce al 25%<ref name=Brainerd >{{cita web |url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/degeneracy/BrownDwarfStructure.html |titolo=The Structure and Evolution of Brown Dwarfs |sito=Degenerate Objects |editore=The Astrophysics Spectator |autore=Jerome J. Brainerd |accesso=27 gennaio 2014 }}</ref>.

La nana bruna [[LP 944-020]], distante 16&nbsp;[[anno luce|anni luce]] dal Sole, è stata osservata nel 1999 dal [[telescopio spaziale]] [[Chandra X-ray Observatory|Chandra]] per rilevare eventuali emissioni di raggi X. Per le prime nove ore di osservazione non fu rilevata alcuna alcun'emissione, ma a quel punto di ebbe un brillamento, che decadde progressivamente nelle due ore seguenti. L'assenza di raggi X nel periodo di quiescenza dimostrò l'assenza di una [[Corona solare|corona]] intorno al corpo celeste, suggerendo che le corone non si formano più intorno ad astri aventi una temperatura superficiale di {{M|2500||K}} come LP 944-020<ref>{{cita web |url=http://chandra.harvard.edu/press/00_releases/press_071100.html |titolo=Chandra Captures Flare From Brown Dwarf |accesso=6 febbraio 2014 |autore=D. Beasley|autore2=S. Roy|autore3=W. Tucker |sito=Chandra X-Ray Observatory |data=11 luglio 2000 }}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Chandra Detection of an X-Ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20 |autore=R. E. Rutledge|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2000 |volume=538 |numero=2 |pp=L141-L144 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...538L.141R |doi= 10.1086/312817 |accesso=6 febbraio 2014}}</ref>.

* Attualmente, l'[[Unione Astronomica Internazionale]] annovera fra le condizioni necessarie per essere un pianeta quella di avere una massa inferiore a quella sufficiente per innescare reazioni di fusione nucleare di qualunque tipo, compresa quella del deuterio. Tale limite viene fissato in 13&nbsp;M_J<ref name=Boss>{{cita conferenza |autore=A. P. Boss |etal=s |titolo=Working Group on Extrasolar Planets | conferenza=Proceedings of the International Astronomical Union |editore= International Astronomical Union |anno=2007 |url=http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?fromPage=online&aid=737068&fulltextType=RA&fileId=S1743921306004509 |accesso=9 febbraio 2014 |doi=10.1017/S1743921306004509 }}</ref>. Quindi la massa costituisce il criterio fondamentale per distinguere i pianeti dalle nane brune: è necessario che un corpo possieda una massa di almeno 13&nbsp;M_J per essere classificato come una nana bruna. Tuttavia, il limite delle 13&nbsp;M_J deve essere inteso più come una un'indicazione convenzionale che come una vera misura empirica. Infatti, molti corpi celesti con una massa vicina a questo limite bruciano solo una frazione del deuterio in essi contenuta. Quindi, per una definizione più precisa sarebbe necessario indicare la frazione di deuterio che è necessario che un corpo celeste bruci perché possa essere considerato una nana bruna. Inoltre, la frazione del deuterio bruciata dipende anche da fattori diversi dalla massa: in generale è possibile affermare che quanto più nel corpo celeste vi è abbondanza di deuterio, vi è abbondanza di elio e vi è una un'abbondanza di [[Metallicità|metalli]], tanto più sarà alta la frazione di deuterio bruciata, a parità di massa<ref name=Spiegel>{{cita pubblicazione |titolo=The Deuterium-burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets |autore=D. S. Spiegel|autore2=A. Burrows|autore3=J. A. Milsom |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=727 |numero=1 |pp=id. 57 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...727...57S |doi=10.1088/0004-637X/727/1/57 |accesso=9 febbraio 2014}}</ref>. Ad esempio, un oggetto di 11&nbsp;M_J e di metallicità tripla rispetto a quella solare brucerà il 10% del suo deuterio, mentre un oggetto di 16,3&nbsp;M_J in cui siano assenti metalli brucerà il 90% del suo deuterio<ref name=Spiegel/>. Non è chiaro se oggetti come questi debbano essere classificati come pianeti o come nane brune. Un ulteriore problema riguarda gli oggetti che non raggiungono una massa necessaria per innescare qualunque tipo di fusione nucleare (cioè, convenzionalmente, aventi massa inferiore a 13&nbsp;M_J), ma che non orbitano intorno ad alcuna stella. Sebbene ci sia accordo nel non considerarli nane brune, non è chiaro se debbano essere classificati come pianeti oppure posti in una categoria apposita (per esempio, quella delle [[Sub-nana bruna|sub-nane brune]])<ref name=Boss/>.