Nana bruna: differenze tra le versioni

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>.

La nana bruna [[LP 944-020]], distante 16&nbsp;[[anno luce|anni luce]] dal Sole, è stata osservata nel 1999 dal [[telescopio spaziale]] [[Chandra]] per rilevare eventuali emissioni di raggi X. Per le prime nove ore di osservazione non fu rilevata alcuna 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 2500&nbsp;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, S. Roy, 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 ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2000 |volume=538 |numero=2 |pagine=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 |coautori=''et al.'' |titolo=Working Group on Extrasolar Planets | conferenza=Proceedings of the International Astronomical Union |editore= International Astronomical Union |anno=2007 |città= |url=http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?fromPage=online&aid=737068&fulltextType=RA&fileId=S1743921306004509 |accesso=9 febbraio 2014 |doi=http://dx.doi.org/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 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 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, A. Burrows, J. A. Milsom |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=727 |numero=1 |pagine=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/>.

| 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 |numero= 6826 |pagine=338-340 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Natur.410..338B |doi=10.2001Natur.410..338B |accesso=16 febbraio 2014}}</ref>