Nana bruna: differenze tra le versioni
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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 |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 |pagine=337-377 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ARA%26A..38..337C |doi=10.1146/annurev.astro.38.1.337 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.
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
La progressiva diminuzione della temperatura del nucleo fa diminuire lentamente anche la temperatura superficiale di una nana bruna. Pertanto, mentre le stelle, una volta entrate nella sequenza principale, mantengono più o meno la loro classe spettrale per gran parte della loro esistenza, le nane brune mutano la loro classe spettrale mano a mano che la temperatura delle loro atmosfere diminuisce. Per esempio, una nana bruna di grande massa inizia la sua esistenza con una temperatura atmosferica vicina ai 3000 K, dunque come un oggetto appartenente alle ultime sottoclassi della classe spettrale M. Dopo circa 100 milioni di anni dalla formazione la sua temperatura superficiale comincia a diminuire e dopo un miliardo di anni essa si attesta intorno ai 2000 K: la nana bruna diventa quindi un oggetto di classe spettrale L. Dopo 10 miliardi di anni la temperatura superficiale raggiunge i 1500 K. Le nane brune di massa più piccola si raffreddano più rapidamente: dopo 100 milioni di anni dalla loro nascita hanno una temperatura superficiale di 1500 K, mentre dopo un miliardo di anni hanno un temperatura inferiore ai 1000 K e diventano in tal modo oggetti di classe spettrale T<ref name=Brainerd /><ref name=Chabrier />. Dato che, per la [[legge di Stefan-Boltzmann]], la luminosità di un corpo è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura, la luminosità di una nana bruna cala progressivamente al calare della sua temperatura. Dato che le nane brune massicce si raffreddano più lentamente, esse saranno in generale più facilmente osservabili di quelle meno massicce in quanto saranno in genere più luminose.
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