Nana bruna: differenze tra le versioni
Contenuto cancellato Contenuto aggiunto
m Bot: Fix dimensionamento immagini (v. richiesta) |
m fix parametri in template cita using AWB |
||
Riga 2:
Le '''nane brune''' sono un tipo particolare di [[oggetto celeste]], che possiedono una [[massa (fisica)|massa]] più grande di quella di un [[pianeta]], ma più piccola del 7,5-8% della [[massa solare|massa del Sole]], corrispondente a 75-80 [[massa gioviana|masse gioviane]], che è considerata la massa minima perché abbia luogo la [[fusione nucleare|fusione]] dell'[[Prozio (chimica)|idrogeno-1]] propria delle [[stella|stelle]]<ref name=Universetoday>{{cita web|url=http://www.universetoday.com/19237/dense-exoplanet-creates-classification-calamity/|titolo=Dense Exoplanet Creates Classification Calamity| nome=Nicholos | cognome=Wethington|editore=Universetoday.com|data=6 ottobre 2008|accesso=7 ottobre 2013}}</ref>. Il limite minimo che separa i [[giganti gassosi]] massicci e le [[Sub-nana bruna|sub-nane brune]] dalle nane brune è di circa 13 [[Massa gioviana|masse gioviane]], limite superato il quale avviene la fusione del [[deuterio]], mentre oltre le ~65 [[Massa gioviana|M<sub>J</sub>]] avviene anche la fusione del [[litio]]<ref name=Universetoday/>.
Nei primi stadi della loro vita, la maggior parte delle nane brune genera un po' di [[energia]] grazie alla fusione del [[litio]] e del [[deuterio]], elementi molto più facili da fondere dell'idrogeno-1 e che sono infatti assenti nelle stelle normali, che li consumano in tempi molto brevi. La presenza del litio è pertanto un forte indizio che un oggetto di piccola massa sia una nana bruna<ref>{{cita web |url=http://kencroswell.com/BrownDwarfLithium.html |titolo=How Lithium Strips Brown Dwarfs of Their Red Disguise |accesso= 7 ottobre 2013 |autore=Ken Croswell }}</ref>. Un'altra fonte di energia è costituita dalla lenta contrazione della nana bruna, che in tal modo si riscalda sfruttando il [[meccanismo di Kelvin-Helmholtz]]<ref name=Schombert >{{cita web |url=http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec13.html |titolo=Star formation | autore=Jim Schombert |editore=University of Oregon |accesso= 7 ottobre 2013 |
Le nane brune sono suddivise in base alla loro [[classificazione stellare|classificazione spettrale]]: le principali classi utilizzate sono M, L, T e Y, ove nella classe M sono raccolte le più calde e nella classe Y le più fredde<ref name=Burgasser>{{cita pubblicazione|autore=A. J. Burgasser|titolo=Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters|anno=2008|rivista=[[Physics Today]]|volume=61 |numero=6| pagine=70-71|doi=http://dx.doi.org/10.1063/1.2947658 |accesso=7 ottobre 2013 |url=http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf}}</ref>. Nonostante il loro nome, la maggior parte delle nane brune apparirebbe di colore rossastro all'occhio umano<ref>{{cita web|cognome=Cain|nome=Fraser|titolo=If Brown Isn’t a Color, What Color are Brown Dwarfs?|url=http://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/|accesso=7 ottobre 2013|data=6 gennaio 2009}}</ref>.
Riga 11:
[[File:Brown_Dwarf_Gliese_229B.jpg|thumb|left|upright=1.2|La nana bruna [[Gliese 229 B]] è il puntino di luce al centro dell'immagine, accanto alla ben più luminosa [[nana rossa]] [[Gliese 229 A]].]]
Nel 1963 Shiv Kumar avanzò per primo l'ipotesi che il processo di [[formazione stellare]] potesse portare alla comparsa di oggetti che non raggiungono, a causa della loro piccola massa, la temperatura necessaria per la fusione dell'idrogeno<ref name=Kumar>{{cita pubblicazione |titolo=The Structure of Stars of Very Low Mass |autore=Shiv Kumar |rivista=Astrophysical Journal |anno=1963 |volume=137
Le prime teorie sulla natura di questi oggetti suggerivano che gli oggetti di [[Popolazioni stellari|Popolazione I]] aventi una massa inferiore a 0,07 [[massa solare|M<sub>☉</sub>]] e gli oggetti di [[Popolazioni stellari|popolazione II]] aventi una massa inferiore a 0,09 M<sub>☉</sub> non sarebbero mai evoluti come normali stelle e sarebbero diventati [[Stella degenere|stelle degeneri]]<ref name=Kumar/>. Solo alla fine degli [[Anni 1980|anni ottanta]] si cominciò a comprendere che corpi aventi una massa superiore a circa 0,013 M<sub>☉</sub> erano in grado di fondere il [[deuterio]]. Tuttavia, la strumentazione allora disponibile non permetteva l'individuazione di questi corpi celesti, i quali emettono una debolissima luce nel [[Spettro visibile|visibile]]. Essi infatti emettono la maggior parte della [[radiazione]] nell'[[infrarosso]], ma in quegli anni i rivelatori terrestri di IR erano troppo imprecisi per identificare le nane brune.
Riga 17:
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 M<sub>☉</sub> non lo bruciano mai. La presenza di litio nello spettro di un corpo costituisce quindi una evidenza che si tratti di una nana bruna<ref name=Basri/>.
Nonostante molteplici tentativi, gli sforzi per rilevare nane brune furono inizialmente frustranti e fallimentari. Nel 1988, tuttavia, i professori [[Eric Becklin]] e [[Ben Zuckerman]] della [[Università della California, Los Angeles|UCLA]] individuarono una debole compagna della [[nana bianca]] GD 165, alla distanza di 120 [[Unità astronomica|UA]] dalla principale<ref name=Becklin>{{cita pubblicazione |titolo=A low-temperature companion to a white dwarf star |autore=E. E. Becklin, B. Zuckerman |rivista=Nature |anno=1988 |volume=336
Per alcuni anni {{TA|GD 165 B}} è rimasto l'unico oggetto scoperto aventi le sue peculiari caratteristiche. Nel 1995 tuttavia venne identificato un oggetto le cui proprietà permettevano di classificarlo senza dubbio come una nana bruna. Si trattava di [[Teide 1]], la cui scoperta fu annunciata da un articolo pubblicato sulla rivista ''[[Nature]]'' il 14 settembre 1995<ref name=Rebolo>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster |autore=R. Rebolo, M. R. Zapatero Osorio, E. L. Martín |rivista=Nature |anno=1995 |volume=377 |numero= 6545 |pagine=129-131 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/1995Natur.377..129R |doi=10.1038/377129a0 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>. Questo oggetto fu osservato nell'[[Ammasso aperto|ammasso]] delle [[Pleiadi (astronomia)|Pleiadi]] nel gennaio 1994 tramite le immagini raccolte da un team dell'[[Instituto de Astrofísica de Canarias]], che utilizzò un telescopio di 80 cm; successivamente, il suo spettro fu rilevato tramite il [[William Herschel Telescope]] di 4,2 m situato a [[Roque de los Muchachos]] ([[Las Palmas de Gran Canaria|Las Palmas]])<ref name=Rebolo/>. Nel novembre 1995 Teide 1 fu poi osservata tramite i [[Telescopi Keck]] situati nelle isole [[Hawaii]]<ref name=Rebolo1>{{cita pubblicazione |titolo=Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test |autore=R. Rebolo ''et al.'' |rivista=Astrophysical Journal Letters |anno=1996 |volume=469
[[File:Relative star sizes.svg|thumb|upright=1.4|Dimensioni relative stimate di [[Giove (astronomia)|Giove]], delle nane brune [[Gliese 229 B]] e [[Teide 1]], della [[nana rossa]] [[Gliese 229|Gliese 229 A]] e del [[Sole]].]]
Riga 25:
Nel frattempo però era stato osservato un oggetto con una temperatura superficiale ancora minore di quella di {{TA|GD 165 B}} e di Teide 1: si trattava di [[Gliese 229 B]], la cui scoperta fu annunciata il 1º dicembre 1995 tramite un articolo pubblicato sulla rivista ''[[Science]]''<ref name=Oppenheimer >{{cita pubblicazione |titolo=Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B |autore=B. R. Oppenheimer ''et al.'' |rivista=Science |anno=1995 |volume=270 |numero= 5241 |pagine= 1478-1479 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1995Sci...270.1478O&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1126/science.270.5241.1478 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>. {{TA|Gliese 229 B}} è la compagna della nana rossa [[Gliese 229|Gliese 229 A]] e presenta [[Linea spettrale|linee di assorbimento]] del [[metano]] a 2 [[Micrometro (unità di misura)|μm]], il che implica una temperatura superficiale inferiore a 1300 K. La linea del metano era fino ad allora stata osservata solo nell'atmosfera di [[Gigante gassoso|pianeti giganti gassosi]] e nell'atmosfera di una delle [[Satellite naturale|lune]] di [[Saturno (astronomia)|Saturno]], [[Titano (astronomia)|Titano]]. La comparsa di tale linea non è dunque prevista alle temperature delle stelle di [[sequenza principale]]. Inoltre ci sono indicazioni della presenza di [[vapore acqueo]] nell'[[atmosfera]] di {{TA|Gliese 229 B}}<ref name=Oppenheimer/>. Poiché la nana bruna ha una grande separazione dalla primaria, la sua orbita non è stata ancora definita e quindi la sua massa è tuttora incerta. Essa comunque dovrebbe essere compresa fra 30 e 55 M<sub>J</sub><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Atmospheric, Evolutionary, and Spectral Models of the Brown Dwarf Gliese 229 B |autore=M. S. Marley ''et al.'' |rivista=Science |anno=1996 |volume=272 |numero=5270 |pagine=1919-1921 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1996Sci...272.1919M&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1126/science.272.5270.1919 |accesso=28 ottobre 2013}}</ref>. {{TA|Gliese 229 B}} è considerata il prototipo delle nane brune di classe spettrale T, aventi temperatura superficiale minore di quelle di classe L.<ref name=Kirkpatrick/><ref name="kirk_ApJ">{{cita pubblicazione |titolo=New Spectral Types L and T |autore= J. Davy Kirkpatrick|rivista= Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics |anno=2005 |volume=43 |numero=1 |pagine=195–246 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ARA&A..43..195K |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 |accesso=28 ottobre 2013}}</ref>
Dopo queste prime scoperte, le identificazioni di nane brune si sono moltiplicate. Alla fine del 2012 erano conosciute 1812 nane brune<ref name="DwarfArchives">{{cita web |url=http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/ARCHIVE/index.shtml |titolo=DwarfArchives.org: Photometry, spectroscopy, and astrometry of M, L, and T dwarfs |accesso= 28 ottobre 2013 |editore=caltech.edu |autore=C. Gelino, J. D. Kirkpatrick, A. Burgasser }}</ref>. Alcune di esse sono relativamente vicine alla Terra come la coppia {{STL|Epsilon|Ind}} Ba e Bb, due nane brune gravitazionalmente legate fra loro orbitanti intorno a una stella distante 12 anni luce dal sistema solare<ref name="simbad">{{Cita web | titolo=SIMBAD Query Result: eps Ind B -- Brown Dwarf | editore=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] |
== Osservazione e classi spettrali ==
Riga 76:
=== Genesi ===
Non è ancora del tutto chiaro quale sia l'esatto meccanismo con cui le nane brune si formano. Sono stati proposti cinque diversi scenari, non mutualmente esclusivi<ref name=Whitworth>{{cita libro | url_capitolo = http://gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/ppv_preprints/sec5-6.pdf | titolo = Protostars and Planets V | curatore= B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil | accesso = 24 gennaio 2014 | editore = University of Arizona Press | città = Tucson | anno = 2007 | capitolo= The Formation of Brown Dwarfs: Theory | pp = 459-476 | autore = A. Whitworth | coautori= ''et al.'' | ISBN =
* potrebbero formarsi, come le stelle, per il [[collasso gravitazionale]] di [[Nube molecolare|nubi molecolari]] di gas nello [[Mezzo interstellare|spazio interstellare]], che hanno tuttavia massa insufficiente (<0,08 M<sub>☉</sub>) per innescare reazioni di fusione nucleare al loro interno. Poiché nubi di tale massa raramente raggiungono la densità necessaria per collassare gravitazionalmente, sembra che processi di formazione di questo tipo si verifichino raramente<ref name=Whitworth />.
* potrebbero essere il frutto della frammentazione di nuclei protostellari di grande massa, che, essendo instabili, si dividerebbero in due o più nuclei di dimensioni più piccole. Alcuni di questi nuclei potrebbero avere dimensioni troppo modeste per innescare la fusione dell'idrogeno<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Protostellar fragmentation in a power-law density distribution |autore=A. Burkert, M. R. Bate, P. Bodenheimer |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=1997 |volume=289 |numero=3 |pagine=497-504 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.289..497B
* potrebbero iniziare la loro esistenza come pianeti di grande massa all'interno di dischi protoplanetari e poi venire espulse in una fase successiva di sviluppo del sistema in seguito alla frammentazione del disco<ref>{{cita conferenza |titolo=The formation of brown dwarfs |autore=A. Whitworth ''et al.'' |conferenza=Star clusters: basic galactic building blocks throughout time and space, IAU Symposium 266, 10-12 agosto 2009, Rio de Janeiro, Brasile |anno=2010 |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge |pagine=264-271 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010IAUS..266..264W |doi=10.1017/S174392130999113X |id=ISBN 9780521764841 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.
* potrebbero iniziare la loro esistenza come nuclei di future normali stelle all'interno di dischi di accrescimento, ma essere in seguito espulse e separate dal disco stesso prima di raggiungere le condizioni atte a innescare la fusione termonucleare<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Stellar, brown dwarf and multiple star properties from a radiation hydrodynamical simulation of star cluster formation |autore=M. R. Bate |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2012 |volume=419 |numero=4 |pagine=3115-3146 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012MNRAS.419.3115B |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19955.x |accesso=26 gennaio 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Brown dwarf formation by binary disruption |autore=S. Goodwin, A. Whitworth |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2007 |volume=466 |numero=3 |pagine=943-948 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...466..943G |doi=10.1051/0004-6361:20066745 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.
* potrebbero iniziare la loro esistenza come normali nuclei di dischi di accrescimento protostellari all'interno di grandi [[Associazione OB|associazioni OB]]. Le [[radiazioni ionizzanti]] di una o più stelle O o B vicine, tuttavia, potrebbero erodere i dischi prima che l'oggetto centrale possa accumulare massa sufficiente per innescare la fusione dell'idrogeno<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The formation of free-floating brown dwarves and planetary-mass objects by photo-erosion of prestellar cores |autore=A. P. Whitworth, H. Zinnecker |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2004 |volume=427
Evidenze indirette e dirette di dischi di accrescimento intorno a nane brune giovani sono state raccolte tramite numerose osservazioni<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk |autore=K. L. Luhman ''et al.'' |rivista=Astrophysical Journal |anno=2005 |volume=620 |numero=1 |pagine=L51-L54 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...620L..51L |doi=10.1086/428613 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk |autore=L. Adame ''et al.''|rivista= Astrophysical Journal |anno=2005 |volume=635 |numero=1 |pagine=L93-L96 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L..93L |doi=10.1086/498868 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>. La scoperta di tali dischi di accrescimento può gettare nuova luce sia sui processi di formazione delle nane brune, sia sull'esistenza di possibili pianeti intorno ad esse.
=== Struttura ed evoluzione ===
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 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 |
[[File:Kelu-1 AB.jpg|thumb|left|upright=0.9|La nana bruna binaria [[Kelu-1]], distante 55 anni luce, risolta dal telescopio spaziale Hubble. Le masse delle due componenti sono rispettivamente 61 e 55 M<sub>J</sub>.]]
Come le stelle di massa più piccola (M<0,4 M<sub>☉</sub>), le nane brune hanno interni totalmente [[Convezione|convettivi]]: ciò significa che il trasporto dell'[[energia]] dal nucleo agli strati atmosferici avviene esclusivamente tramite moti convettivi<ref>{{cita conferenza |autore=S. Mohanty |coautori=I. Baraffe, G. Chabrier |titolo=Convection in Brown Dwarfs | conferenza=Convection in Astrophysics, 21-25 agosto 2006, Praga, Repubblica Ceca |editore=Cambridge University Press |anno=2007 |città=Cambridge |url=http://books.google.it/books?id=8YElKoLJSXMC&pg=PA198&lpg=PA198&dq=brown+dwarf+fully+convective+interior&source=bl&ots=8FzWba37Zm&sig=0zhtB9cyuLExPdvfQbd4gwH_6sw&hl=it&sa=X&ei=4cjnUsTFNcb_ygOT7ICQBA&ved=0CGYQ6AEwCw#v=onepage&q=brown%20dwarf%20fully%20convective%20interior&f=false |accesso=28 gennaio 2014 |id=ISBN 0-521-86349-X |pagine=197-204 }}</ref>. Tuttavia, nelle nane brune più vecchie, la temperatura delle zone interne dell'astro scende in modo sufficiente da permettere la creazione di un nucleo [[Conduzione termica|conduttivo]]<ref name=Chabrier>{{cita pubblicazione |titolo=Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects |autore=G. Chabrier, I. Baraffe |rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |anno=2000 |volume=38
Nelle prime fasi della sua esistenza una nana bruna, come una protostella, diminuisce il suo raggio. La temperatura del suo nucleo cresce in maniera inversamente proporzionale al raggio stesso. Quando la pressione degli elettroni degenerati diviene dominante, la contrazione si arresta e, conseguentemente, la temperatura del nucleo e quella superficiale non subiscono ulteriori aumenti. La temperatura raggiunta al momento dell'arresto della contrazione è quindi la temperatura massima che la nana bruna raggiungerà nel corso della sua esistenza. Il processo di contrazione può durare fra i 300 milioni di anni per le nane brune più massicce (comparabile al tempo che una protostella di piccola massa impiega per entrare nella sequenza principale) e i 10 milioni di anni per quelle meno massicce. Le temperature raggiunte dal nucleo dopo la contrazione iniziale possono variare da alcuni milioni di K per le nane brune più massicce a mezzo milione di K per quelle meno massicce. A questo punto la nana bruna comincia a raffreddarsi lentamente. Inizialmente la temperatura interna viene sostenuta dalla fusione del deuterio e, per le nane brune più massicce, anche dalla fusione del litio. Il processo di raffreddamento viene accelerato dopo che l'esaurimento del deuterio e del litio. Questo avviene dopo circa 5 miliardi di anni per le nane brune più massicce, ma dopo solo 100 milioni di anni per quelle meno massicce<ref name=Brainerd /><ref name=Chabrier />.
Riga 115:
=== Come distinguere le nane brune di grande massa dalle stelle di piccola massa ===
[[File:2MASSW J0746425+2000321.jpg|thumb|La stella binaria [[2MASSW J0746425+2000321]], risolta da diversi telescopi. Le sue componenti sono una nana di tipo L e una nana bruna avente una massa di 0,066 M<sub>☉</sub>. La principale ha una massa di 0,085 M<sub>☉</sub>, appena sufficiente per innescare i processi di fusione dell'idrogeno.]]
* Il [[litio]] è generalmente presente nelle nane brune ma non nelle stelle di piccola massa. Le stelle data la loro alta temperatura interna necessaria per fondere l'idrogeno consumano rapidamente il litio. Ciò avviene quando il [[Isotopi del litio#Litio-7|litio-7]] e un [[protone]] collidono fra loro, producendo due atomi di [[elio-4]]. La temperatura necessaria per questa reazione è appena inferiore a necessaria per la fusione dell'idrogeno. Essendo le stelle di piccola massa totalmente convettive, esse rimescolano gli elementi presenti nell'intero volume della stella e quindi l'assenza delle linee spettrali del litio testimonia l'assenza di litio in ogni parte della stella. Le stelle di massa media, come il Sole, essendo convettive solo negli strati superficiali, possono mantenere il litio in tali strati, dove non vengono raggiunte, a differenza di quanto avviene nel nucleo, temperature sufficienti per consumarlo. Tuttavia queste stelle sono facilmente distinguibili dalle nane brune vista la loro classe spettrale<ref>{{cita conferenza |autore=R. Rebolo |coautori= E. L. Martin, A. Magazzu |titolo=A search for lithium in brown dwarf candidates | conferenza=137th IAU Colloquium, Università di Vienna, Austria, 13-18 aprile 1992 |editore=Astronomical Society of the Pacific |anno=1993 |città=San Francisco |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ASPC...40..171R |accesso=8 febbraio 2014 |id=ISBN 9780937707593 }}</ref>. Questo test ha tuttavia due difetti: le stelle molto giovani non hanno avuto ancora il tempo di bruciare tutto il litio e quindi sono indistinguibili dalle nane brune secondo questo test; inoltre le nane brune aventi massa maggiore di 60 M<sub>J</sub> sviluppano temperature sufficienti per consumare il litio, ma insufficienti per innescare reazioni di fusione nucleare stabili<ref name=Basriobservation>{{cita pubblicazione |titolo=Observations of Brown Dwarfs |autore=G. Basri |rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |anno=2000
* Quando le nane brune si raffreddano sufficientemente (<1300 K), nel loro spettro compaiono le linee del metano. Tali linee permettono di distinguere gli oggetti di classe spettrale T, nessuno dei quali è una stella<ref name=Burgasser2002 />.
* Le nane rosse, per quanto deboli, non scendono mai sotto un limite minimo di luminosità dato che avviene una costante produzione di energia. Le nane brune invece diminuiscono costantemente la loro luminosità durante la loro esistenza e quindi non possiedono un limite minimo di luminosità.
Riga 128:
== Pianeti intorno a nane brune ==
[[File:Artist’s impression of the disc of dust and gas around a brown dwarf.jpg|thumb|upright=1.2|Immagine artistica di un disco di polveri e gas attorno a una nana bruna.]]
Intorno alle nane brune sono stati osservati [[Disco protoplanetario|dischi protoplanetari]] che sembrano avere le stesse caratteristiche dei dischi protoplanetari orbitanti intorno alle stelle<ref>{{cita pubblicazione|url=http://arxiv.org/ftp/astro-ph/papers/0511/0511420.pdf|titolo=The onset of planet formation in brown dwarf disks|autore=Dániel Apai ''et al.'' |rivista=Science |anno=2005 |volume=310 |numero=5749 |pagine=834-836 |doi=10.1126/science.1118042 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>. Date le piccole dimensioni dei dischi di accrescimento attorno alle nane brune, è più probabile lo sviluppo di [[Pianeta roccioso|pianeti di tipo terrestre]] piuttosto che di [[gigante gassoso|giganti gassosi]]; inoltre, data la vicinanza alla nana bruna, gli [[Forza di marea|effetti mareali]] su tali pianeti dovrebbero essere molto intensi<ref>{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011A%26A...535A..94B |titolo=Tidal evolution of planets around brown dwarfs|autore=E. Bolmont, S. N. Raymond, J. Leconte|data=2011 |rivista=Astronomy & Astrophysics |volume=535
Se un pianeta gigante in orbita attorno a una nana bruna si trovasse sulla stessa linea di vista della nana bruna, il suo [[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari#Transito|transito]] dovrebbe essere facilmente rilevabile, dato che i due corpi avrebbero approssimativamente lo stesso diametro<ref>{{cita web|url=http://isites.harvard.edu/fs/docs/icb.topic541038.files/ay98_reading10.pdf|titolo=Pan-STARRS Science Overview|autore=David C. Jewitt|accesso=11 febbraio 2014}}</ref>.
Riga 193:
| {{RA|22|3|21,658}}<br/>{{DEC|−56|47|9,52}}
| [[Indiano (costellazione)|Indiano]]
| Distanza: {{M|3,626||pc}}<ref>{{cita pubblicazione |titolo=ɛ Indi Ba,Bb: The nearest binary brown dwarf |autore=M. J. McCaughrean ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2004 |volume=413
|-
| Prima nana bruna tripla
Riga 207:
| {{RA|11|46|48}} <br/>{{DEC|−77|18|00}}
| [[Camaleonte (costellazione)|Camaleonte]]
| Schilling (1998)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=A Gray Day on a Brown Dwarf |autore=G. Schilling |rivista=Science |anno=1998
|-
| Prima scoperta che emettesse [[Onda radio|onde radio]]
Riga 214:
| {{RA|3|39|35,220}} <br/> {{DEC|−35|25|44,09}}
| [[Fornace (costellazione)|Fornace]]
| Berger ''et al.'' (2001)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of radio emission from the brown dwarf LP944-20 |autore=E. Berger ''et al.'' |rivista=Nature |anno=2001
|-
| La prima confermata compagna di una [[nana bianca]]
Riga 259:
== Collegamenti esterni ==
* {{cita web |url=http://astrofisica.altervista.org/doku.php?id=c06:nane_brune |titolo=Massa limite per la combustione dell'idrogeno. Nane Brune |autore=Vittorio Castellani |sito=Fondamenti di Astrofisica Stellare
* {{cita web |url=http://astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/SciAm-book.pdf |titolo=The Discovery of Brown Dwarf |autore=Gibor Basri |formato=PDF |lingua=en
{{portale|fisica|stelle}}
| |||