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Nana bruna: differenze tra le versioni

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[[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]].]]
Nel frattempo però era stato osservato un oggetto con una temperatura superficiale ancora minore di quella di {{TA|GD 165 B}} e di Teide&nbsp;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&nbsp;[[Micrometro (unità di misura)|μm]], il che implica una temperatura superficiale inferiore a 1300&nbsp;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&nbsp;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&nbsp;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]] |sito=[[SIMBAD]] | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Epsilon+Indi+B&submit=SIMBAD+search | accesso=29 ottobre 2013}}</ref>, o come [[WISE 1049-5319]], un sistema binario di nane brune distante 6,5&nbsp;anni luce<ref name="PennState"/>.
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=== Classe L ===
 
[[ImageFile:L-dwarf-nasa-hurt.png|thumb|Immagine artistica di un oggetto di classe L]]
 
La classe L è stata chiamata così perché la lettera ''L'' è alfabeticamente la più vicina alla ''M'' tra le lettere non ancora utilizzate nella [[classificazione stellare]]. La lettera ''N'' è infatti già utilizzata per alcune [[Stella al carbonio|stelle al carbonio]]<ref name=Kirkpatrick/>. È bene precisare che ''L'' non sta però per "[[litio]]" in quanto molti degli oggetti di classe L non esibiscono le righe di questo elemento nei loro spettri. Hanno temperature superficiali comprese fra 2.200 e 1.200&nbsp;K<ref name=Reid/>, si presentano di colore rosso chiaro fino ad un rosso intenso ed emettono la maggior parte della loro radiazione nell'[[Radiazione infrarossa|infrarosso]]. Nei loro spettri sono dominanti le molecole e i metalli neutri, in particolare gli [[Idruro|idruri]] (FeH, CrH, MgH, CaH) e i [[metalli alcalini]] ([[Sodio|Na]] I, [[potassio|K]] I, [[Cesio (elemento)|Cs]] I, [[Rubidio|Rb]] I)<ref name="kirk_ARAA">{{cita pubblicazione |titolo=Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS) |autore=J. Davy Kirkpatrick et al. |rivista=Astrophysical Journal |anno=1999 |volume=519 |numero=2 |pagine=802–833 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...519..802K |doi=10.1086/307414 |accesso=2 febbraio 2012}}</ref><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=2 febbraio 2012}}</ref>. Non sono invece presenti l'ossido di titanio (TiO) e l'ossido di vanadio (VO), che invece caratterizzano gli spettri delle stelle di tipo M meno calde. Anche la classe L, come le altre classi spettrali, è stata suddivisa in 10 sottoclassi, da L0 a L9, aventi temperature superficiali decrescenti: un oggetto è assegnato a una di queste classi sulla base delle caratteristiche delle proprie linee spettrali<ref name="kirk_ARAA"/>.
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Lo studio degli oggetti di classe L è complicato dal fatto che le loro atmosfere sono sufficientemente fredde da permettere la formazione di grani di polvere, che assorbono la radiazione e la riemettono a [[Lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] maggiori. Ciò ha anche degli effetti sul calcolo della temperatura dell'intera atmosfera, che diventa più difficile. I modelli di questi oggetti devono quindi cercare di simulare gli effetti prodotti dai grani di polvere<ref name=Reid/>.
 
Nel 2013 erano state individuate più di 900 nane brune di classe L<ref name="DwarfArchives"/>, per lo più mediante campagne di rilevamento su grandi porzioni della volta celeste, come la Two Micron All Sky Survey ([[2MASS]]), la Deep Near Infrared Survey of the Southern ([[Deep Near Infrared Survey of the Southern|DENIS]]), la Sloan Digital Sky Survey ([[Sloan Digital Sky Survey|SDSS]]) e la Wide-field Infrared Survey Explorer ([[Wide-field Infrared Survey Explorer|WISE]]).
 
:''Esempi:'' {{STL|VW|Hyi}}, la binaria [[2MASSW J0746425+2000321]], la cui componente A è una piccola stella di classe L e la componente B una nana bruna di classe L<ref>{{cita web |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/51/image/a Ultra-cool |titolo= Diminutive Star Weighs In |editore=HubbleSite |accesso=19 novembre 2013 |data=15 giugno 2004 }}</ref>, [[LSR 1610-0040]] (subnana)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=LSR 1610-0040: The First Early-Type L Subdwarf |autore=Sébastien Lépine, Michael Rich, Michael Shara |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2003 |volume=591 |numero=1 |pagine=L49-L52 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2003ApJ...591L..49L |doi=10.1086/377069 |accesso=19 novembre 2013}}</ref>.
 
=== Classe T ===
[[ImageFile:T-dwarf-nasa-hurt.png|thumb|left|Immagine artistica di una nana di classe T]]
La classe T raccoglie oggetti con temperature superficiali comprese fra 700 e 1.300&nbsp;K<ref name=Burgasser2002>{{cita pubblicazione |titolo=The Spectra of T Dwarfs. I. Near-Infrared Data and Spectral Classification |autore=A. Burgasser ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002 |volume=564 |numero=1 |pagine=421-451 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...564..421B&db_key=AST&high=3fbadb605a21766 |doi=10.1086/324033 |accesso=25 novembre 2013}}</ref>. Essi sono di colore rosso intenso fino ad un rosso scuro, quasi cupo, ed emettono gran parte della loro radiazione nell'infrarosso, risultando quindi molto deboli nella banda del visibile. I loro spettri sono dominati dalle linee di assorbimento H e K del [[metano]] (CH<sub>4</sub>), che sono invece assenti nelle nane di tipo L. Tali linee sono presenti anche negli spettri del [[Gigante gassoso|pianeti giganti]] del [[sistema solare]] e in quello di [[Titano (astronomia)|Titano]]. Le linee del [[monossido di carbonio]] sono presenti nelle prime sottoclassi del tipo T, ma scompaiono nelle classi successive alla T4. Sono invece assenti gli idruri (FeH, CrH), che caratterizzano invece gli oggetti di tipo L, mentre sono ancora osservabili i metalli alcalini (K I, Na I), sebbene questi comincino a scomparire intorno alle sottoclassi T7-T8<ref name=Burgasser2002/><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Toward Spectral Classification of L and T Dwarfs: Infrared and Optical Spectroscopy and Analysis |autore=T. R. Geballe ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002 |volume=564 |numero=1 |pagine= 466-481 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2002ApJ...564..466G |doi=10.1086/324078 |accesso=27 novembre 2013}}</ref>. Un'ulteriore caratteristica degli oggetti di classe T consiste nella condensazione dei grani di polvere presenti nelle atmosfere delle nane di classe L, che in tal modo precipitano nelle zone più interne del corpo celeste. Di conseguenza, le loro atmosfere, a differenza di quelle delle nane di classe L, sono relativamente libere da grani di polvere e pertanto più facilmente studiabili<ref name=Burgasser2002/>.
 
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=== Classe Y ===
{{vedi anche|Sub-nana bruna|Pianeta interstellare}}
[[ImageFile:WISE 1828+2650 Brown dwarf.jpg|thumb|Immagine artistica di una nana di classe Y]]
Il miglioramento delle tecniche osservazionali ha permesso di osservare oggetti a temperature via via più basse. Negli anni 2008 e 2009 sono state osservate nane brune con temperature comprese fra 500 e 600&nbsp;K<ref name=Burningham>{{cita pubblicazione |titolo=Exploring the substellar temperature regime down to ~550K |autore=Ben Burningham ''et al.'' |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2008 |volume=391 |numero=1 |pagine=320-333 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.391..320B |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x |accesso=29 novembre 2013}}</ref><ref name=Leggett>{{cita pubblicazione |titolo=The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs |autore=S. K. Leggett ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2009 |volume=695 |numero=2 |pagine=1517-1526 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...695.1517L |doi=10.1088/0004-637X/695/2/1517 |accesso=29 novembre 2013}}</ref>. Esse furono assegnate alla classe T9. Tuttavia gli spettri di questi corpi celesti presentavano linee di assorbimento intorno ai 1550&nbsp;[[Nanometro|nm]]<ref name=Leggett/>. Delorme ''et al.'' (2008) suggerirono che esse erano attribuibili alla presenza di [[ammoniaca]]; poiché tale elemento non era osservabile negli spettri di tipo T, questi studiosi ipotizzarono che esso indicasse la transizione dal tipo T a una nuova classe spettrale, cui assegnarono la lettera ''Y''. Raccolsero di conseguenza le nane osservate, aventi questa caratteristica, nella classe Y0<ref>{{cita pubblicazione |titolo=CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y brown dwarf transition? |autore=Delorme ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2008 |volume=482 |numero=3 |pagine=961-971 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...482..961D |doi=10.1051/0004-6361:20079317 |accesso=29 novembre 2013}}</ref>. Cionondimeno, la linea dell'ammoniaca è difficilmente distinguibile da quelle dell'[[acqua]] e del metano<ref name=Leggett/>; pertanto altri autori reputarono l'assegnazione alla classe Y0 come prematura<ref name=Burningham/>.
 
Negli anni successivi, tuttavia, sono state osservate nane brune sempre più fredde<ref>{{cita pubblicazione |titolo=
Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 μm |autore=P. Eisenhardt ''et al.'' |rivista=The Astronomical Journal |anno=2010 |volume=139 |numero=6 |pagine=2455-2464 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010AJ....139.2455E |doi=10.1088/0004-6256/139/6/2455 |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>. Nel febbraio 2011 Luhman ''et al.'' diedero notizia della scoperta di un oggetto di massa 7&nbsp;M<sub>J</sub>, in orbita intorno a una nana bianca, la cui temperatura superficiale è di ~300&nbsp;K<ref name=Luhman2011>{{cita pubblicazione |cognome=Luhman|nome=K. L.|coautori=A. J. Burgasser, J. J. Bochanski |titolo=Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf |rivista=The Astrophysical Journal Letters|anno=2011|volume=730|numero=1|pagine=L9|doi=10.1088/2041-8205/730/1/L9|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...730L...9L|accesso=2 dicembre 2013 }}</ref>. Benché abbia una massa "planetaria", Rodriguez ''et al.'' (2011) hanno sostenuto che è improbabile che l'oggetto si sia formato nel modo in cui si formano i pianeti<ref name=Rodriguez2011>{{cita pubblicazione|cognome=Rodriguez|nome=David R.|coautori=B- Zuckerman, B., C. Melis, I. Song|titolo=The Ultra Cool Brown Dwarf Companion of WD 0806-661B: Age, Mass, and Formation Mechanism|rivista=The Astrophysical Journal|anno=2011|volume=732|numero=2|pagube=L29|doi=10.1088/2041-8205/732/2/L29|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1103.3544|accesso=2 dicembre 2013 }}</ref>. Nello stesso mese, Liu ''et al.'' osservarono una nana bruna avente una temperatura superficiale di ~300&nbsp;K in orbita intorno a un'altra nana bruna di piccola massa<ref>{{cita pubblicazione |titolo=CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System |autore=M. C. Liu ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=740 |numero=2 |pagine=id. 108 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2011ApJ...740..108L |doi=10.1088/0004-637X/740/2/108 |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>.
 
Nel 2013 erano 15 gli oggetti classificati come nane brune di classe Y<ref name="DwarfArchives"/>. La definizione di tale classe era ancora incerta sebbene esistessero dei tentativi di modellare gli oggetti ad essa appartenenti<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The possiblity of detection of ultracool dwarfs with the UKIRT Infrared Deep Sky Survey |autore=N. R. Deacon, N. C. Hambly |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2006 |volume=371 |numero=4 |pagine=1722-1730 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.371.1722D |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>. La sparizione delle linee dei metalli alcalini e la presenza di ammoniaca nello spettro di un oggetto erano considerati come due possibili indizi della loro appartenenza alla classe Y<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Discovery of Y Dwarfs using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) |autore=M. C. Cushing ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=743 |numero=1 |pagine=id. 50 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...743...50C |doi=10.1088/0004-637X/743/1/50 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function |autore=D. J. Kirkpatrick ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2012 |volume=753 |numero=2 |pagine=id. 156 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...753..156K |doi=10.1088/0004-637X/753/2/156 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref>.
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[[File:WISE2010-040-rotate180.jpg|thumb|[[WISEPC J045853.90+643451.9|WISE 0458+6434]] è una nana bruna eccezionalmente fredda scoperta tramite il [[Wide-field Infrared Survey Explorer|WISE]]. Nella fotografia appare come un puntino verde in quanto è su questo colore che vengono mappate le frequenze dell'[[infrarosso]].]]
 
Fra le nane brune scoperte di classe Y [[WISE 1828+2650]], osservata per la prima volta nel 2011, si è rivelata particolarmente fredda. Non emette alcuna radiazione nella banda del visibile e la sua temperatura superficiale fu stimata essere inferiore ai 300&nbsp;K (cioè inferiore a 27&nbsp;[[celsius|°C]])<ref name=Morse>{{cita news|cognome=Morse|nome=Jon|titolo=Discovered: Stars as Cool as the Human Body|url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/|accesso=3 dicembre 2013 |data=24 agosto 2011}}</ref>. Stime successive della sua temperatura atmosferica la pongono nell'intervallo fra 240 e 400&nbsp;K (cioè fra −23 e +127&nbsp;°C)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Coldest Brown Dwarf (or Free-floating Planet)?: The Y Dwarf WISE 1828+2650 |autore=C. Beichman ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2012 |volume=764 |numero=1 |pagine=id. 101 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...764..101B |doi=10.1088/0004-637X/764/1/101 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref>. Nel 2014 è stata scoperta una [[sub-nana bruna]] di classe Y a 7,2 a.l. dalla Terra, [[WISE 0855–0714]]. Con una temperatura compresa tra i -48 e i -13 &nbsp;°C, si tratta della più fredda nana bruna scoperta, inoltre la sua distanza la colloca al quarto posto tra gli oggetti extrasolari più vicini alla Terra<ref name="Luhman">{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun |url=http://arxiv.org/abs/1404.6501 |rivista=[[The Astrophysical Journal Letters]] |autore==K. L. Luhman |volume=786 |numero=2 |pagine=L18 |datedata =21 April 2014 |doi=10.1088/2041-8205/786/2/L18}}{{arxiv|1404.6501}}</ref>.
 
== Caratteristiche fisiche e teoria evolutiva ==
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Se tuttavia la massa della protostella è inferiore a 0,08&nbsp;M<sub>☉</sub> la pressione raggiunta all'interno del nucleo non sarà sufficiente a farlo pervenire a temperature tali da innescare le reazioni di fusione prima che la contrazione si arresti a causa della pressione degli [[Elettrone degenerato|elettroni degenerati]]. Tale pressione impedisce ogni ulteriore contrazione del nucleo e quindi il raggiungimento di condizioni tali da innescare le reazioni nucleari. Il risultato è una "stella fallita", ossia una nana bruna che si raffredderà lentamente emettendo la sua energia termica interna<ref name=Schombert />.
 
=== 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 = 978-0-8165-2654-3}}</ref>:
* 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&nbsp;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 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.
* 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 9780521764841978-0-521-76484-1 |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 |pagine=299-306 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...427..299W |doi=10.1051/0004-6361:20041131 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.
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=== Sorgenti di raggi X ===
[[ImageFile:Lp94420 duo m.jpg|thumb|upright=1.4|immagine di [[LP 944-020]] prima e durante il [[brillamento]]]]
Dal 1999 in avanti sono stati osservati nelle nane brune dei [[Brillamento|flare]] di [[raggi X]], suggerendo che sulle loro superfici si verificano fenomeni legati alla [[riconnessione magnetica]] tipici delle stelle di piccola massa. La combinazione dei moti convettivi che trasportano l'energia in superficie con il moto di rotazione, che è solitamente molto veloce nelle nane brune, produce un "attorcigliamento" del [[campo magnetico]] sulla superficie dell'astro. Questo produce un accumulo di energia che si libera periodicamente in flare.
 
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>.
 
Tuttavia, le nane brune possono sviluppare corone nelle prime fasi della loro esistenza (fino a 10-100&nbsp;milioni di anni dalla loro nascita), quando sono ancora sufficientemente calde e la loro temperatura è sostenuta dalla fusione del deuterio. Nel 2001 la nana bruna TWA 5B, distante 55&nbsp;[[Parsec|pc]] dal Sole, è stata osservata da Chandra. Essa orbita intorno alla [[stella pre-sequenza principale]] TWA 5A, la cui età è stimata intorno a 12&nbsp;milioni di anni. Chandra rilevò un flusso stabile di raggi X dalla nana bruna, la cui provenienza si deve ricercare in una corona avente temperatura di circa 3&nbsp;milioni di K<ref name=Tsuboi>{{cita pubblicazione |titolo=Coronal X-Ray Emission from an Intermediate-Age Brown Dwarf |autore=Y. Tsuboi ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2003 |volume=587 |numero=1 |pagine=L51-L54 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...587L..51T |doi=10.1086/375017 |accesso=6 febbraio 2014}}</ref>. Si presume che tali corone scompaiano dopo alcuni milioni di anni dalla nascita della nana bruna, a causa del progressivo raffreddamento del corpo celeste; ciò interrompe il flusso stabile di raggi&nbsp;X, ma per diverse centinaia di milioni di anni possano ugualmente presentarsi brillamenti di raggi&nbsp;X, come avviene in LP 944-020, causati dalla combinazione dei moti convettivi e del moto di rotazione dell'astro<ref name=Tsuboi/>.
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=== 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&nbsp;M<sub>☉</sub>. La principale ha una massa di 0,085&nbsp;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 9780937707593978-0-937707-59-3 }}</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&nbsp;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 |numero=38 |pagine=485-519 |url=http://astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/araa.pdf |doi=10.1146/annurev.astro.38.1.485 |accesso=8 febbraio 2014}}</ref>.
* Quando le nane brune si raffreddano sufficientemente (<1300&nbsp;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.
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* Nelle prime fasi della loro esistenza, grazie alla fusione del deuterio e alla loro maggiore massa, le nane brune riescono a sostenere temperature più alte di quelle dei pianeti. Tali temperature possono essere misurate tramite l'analisi dei loro spettri e tramite il rilevamento dei raggi&nbsp;X. Ciò permette di distinguerle dai pianeti. Tuttavia, quando le nane brune si raffreddano, raggiungono temperature simili a quelle dei pianeti più caldi (~1000&nbsp;K). In tal modo, esse diventano indistinguibili dai pianeti per mezzo di questo test.
 
== 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 |pagine=id. A94 |doi=10.1051/0004-6361/201117734 |accesso=11 febbraio 2014 }}</ref>.
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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>.
 
Il primo [[esopianeta]] scoperto in orbita intorno a una nana bruna è stato [[2M1207 b]], osservato per la prima volta nel 2005 presso l'[[European Southern Observatory]]. La sua massa è compresa fra 3 e 7&nbsp;M<sub>J</sub>, il che esclude che sia a sua volta una nana bruna<ref name=chauvin04>{{cita pubblicazione| titolo=A giant planet candidate near a young brown dwarf. Direct VLT/NACO observations using IR wavefront sensing|autore= G. Chauvin ''et al.''| rivista= Astronomy and Astrophysics| volume=425| anno=2004| pagine= L29–L32 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...425L..29C| doi=10.1051/0004-6361:200400056 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>. Un altro esempio è [[2MASS J044144]], una nana bruna di 20&nbsp;M<sub>J</sub>, intorno alla quale orbita un compagno di massa planetaria di 5-10&nbsp;M<sub>J</sub><ref name=Todorov>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a Planetary-mass Companion to a Brown Dwarf in Taurus |autore=K. Todorov, K. L. Luhman, K. K. McLeod |rivista=The Astrophysical Journal Letters |anno=2010 |volume=714 |numero=1 |pagine=L84-L88 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...714L..84T |doi=10.1088/2041-8205/714/1/L84 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>. Tuttavia questi esopianeti potrebbero non essersi formati a partire da un disco di accrescimento protoplanetario, ma dalla frammentazione e dal collasso gravitazionale della [[Nube molecolare|nube di gas]] da cui ha avuto origine anche la nana bruna. Ciò è deducibile dalle grandi masse possedute da questi compagni, dalle loro orbite molto larghe e dai tempi di formazione del sistema, che si stima siano stati relativamente brevi. Quindi, almeno secondo alcune definizioni, questi oggetti non sarebbero propriamente pianeti, ma sub-nane brune<ref name=Todorov /><ref name=Han />. Tuttavia nel 2012 è stato osservato il primo oggetto indiscutibilmente classificabile come pianeta intorno a una nana bruna: si tratta di OGLE-2012-BLG-0358Lb, un corpo di {{TA|1,9 ± 0,2 M<sub>J</sub>}} orbitante alla distanza di ~0,87&nbsp;[[Unità astronomica|UA]] dalla nana bruna OGLE-2012-BLG-0358L di massa 0,022&nbsp;M<sub>☉</sub>. La piccola distanza e il piccolo rapporto fra le masse dei due oggetti ({{TA|0,080 ± 0,001}}) fa pensare che il compagno si sia formato in un disco protoplanetario intorno alla nana bruna<ref name=Han>{{cita pubblicazione |titolo=Microlensing Discovery of a Tight, Low-mass-ratio Planetary-mass Object around an Old Field Brown Dwarf |autore=C. Han ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2013 |volume=778 |numero=1 |pagine=id. 38 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...778...38H |doi=10.1088/0004-637X/778/1/38 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>.
 
== Nane brune notevoli ==
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| [[LP 944-020]]
| M9
| {{RA|3|39|35,220}} <br /> {{DEC|−35|25|44,09}}
| [[Fornace (costellazione)|Fornace]]
| Identificata nel 1975<ref>{{cita web |url=http://www.solstation.com/stars/lp944-20.htm |titolo=LP 944-20 |autore= |sito=SolStation.com |editore=Sol Company |accesso=17 febbraio 2014 }}</ref>
Riga 155:
| [[Teide 1]]
| M8
| {{RA|3|47|18}}<br />{{DEC|24|22|31}}
| [[Toro (costellazione)|Toro]]
| Riconosciuta nana bruna nel 1995<ref name=Rebolo/>
Riga 162:
| [[Gliese 229 B]]
| T6,5
| {{RA|6|10|34,62}} <br />{{DEC|−21|51|52,1}}
| [[Lepre (costellazione)|Lepre]]
| Scoperta nel 1995<ref name=Oppenheimer />
Riga 169:
| [[2M1207]]
| M8
| {{RA|12|7|33,467}} <br /> {{DEC|−39|32|54}}
| [[Centauro (costellazione)|Centauro]]
| Scoperta nel 2005<ref name=chauvin04 />
Riga 176:
| [[Gliese 229 B]]
| T6,5
| {{RA|6|10|34,62}} <br />{{DEC|−21|51|52,1}}
| [[Lepre (costellazione)|Lepre]]
| Scoperta nel 1995<ref name=Oppenheimer />
Riga 183:
| [[PPL 15 A, B]]
| M6,5
| {{RA|3|48|4,68}}<br /> {{DEC|+23|39|30,2}}
| [[Toro (costellazione)|Toro]]
| Scoperta nel 1999<ref>{{cita pubblicazione |titolo=PPL 15: The First Brown Dwarf Spectroscopic Binary |autore=G. Basri, E. L. Martín |rivista=The Astronomical Journal |anno=1999 |volume=118 |numero=5 |pagine=2460-2465 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....118.2460B |doi=10.1086/301079 |accesso=17 febbraio 2014}}</ref>
Riga 190:
| [[Epsilon Indi|Epsilon Indi Ba, Bb]]
| T1 + T6
| {{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 |pagine=1029-1036 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...413.1029M |doi=10.1051/0004-6361:20034292 |accesso=17 febbraio 2014}}</ref>
Riga 197:
| [[DENIS-P J020529.0-115925]] A/B/C
| L5, L8 e T0
| {{RA|2|5|29,401}} <br />{{DEC|−11|59|29,67}}
| [[Balena (costellazione)|Balena]]
| Scoperta nel 2005<ref>{{cita pubblicazione |titolo=A Possible Third Component in the L Dwarf Binary System DENIS-P J020529.0-115925 Discovered with the Hubble Space Telescope |autore=H. Bouy ''et al.'' |rivista=The Astronomical Journal |anno=2005 |volume=129 |numero=1 |pagine=501-517 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129..511B |doi=10.1086/426559 |accesso=17 febbraio 2014}}</ref>
Riga 204:
| [[Cha Halpha 1]]
| M8
| {{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 |numero=5386 |pagine=25-27 |url=http://www.sciencemag.org/content/282/5386/25.summary |doi=10.1126/science.282.5386.25 |accesso=15 febbraio 2014}}</ref>
Riga 211:
| [[LP 944-020]]
| M9
| {{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 |numero= 6826 |pagine=338-340 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Natur.410..338B |doi=10.2001Natur.410..338B |accesso=16 febbraio 2014}}</ref>
Riga 218:
| [[WD 0137-349]] B
| T5
| {{RA|01|39|42,9}} <br />{{DEC|−34|42|37}}
| [[Scultore (costellazione)|Scultore]]
| Maxted ''et al.'' (2006)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Survival of a brown dwarf after engulfment by a red giant star |autore=P. F. Maxted ''et al.'' |rivista=Nature |anno=2006 |volume=442 |numero=7102 |pagine=543-545 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Natur.442..543M |doi=10.1038/nature04987 |accesso=16 febbraio 2014}}</ref>
Riga 225:
| [[WISE 1049-5319]]
| L8 / L-T
| {{RA|10|49|15,57}} <br />{{DEC|−53|19|6}}
| [[Vele (costellazione)|Vele]]
| Dista 6,5 anni luce
Riga 232:
| [[WISE 1828+2650]]
| Y2
| {{RA|18|28|31}}<br />{{DEC|26|50|37,79}}
| [[Lira (costellazione)|Lira]]
| Temperatura di {{M|300||K}}<ref name=Morse />
Riga 239:
| [[2MASS J05325346 8246465]]
| sdL7
| {{RA|5|32|53,46}} <br />{{DEC|82|46|46,5}}
| [[Gemelli (costellazione)|Gemelli]]
| Appartiene all'[[alone galattico]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-poor L Dwarf with Halo Kinematics |autore=A J. Burgasser ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2003 |volume=592 |numero=2 |pagine=1186-1192 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...592.1186B |doi=10.1086/375813 |accesso=16 febbraio 2014}}</ref>
Estratto da "https://it.wikipedia.org/wiki/Nana_bruna"