Nana bruna: differenze tra le versioni
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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 |sito=Birth and Death of Stars }}</ref>.
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=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
La più vicina nana bruna scoperta è [[WISE 1049-5319]], distante 6,5 [[anno luce|anni luce]]. Si tratta in realtà di un [[stella binaria|sistema binario]] di nane brune, individuato nel [[2013]]<ref name="PennState">{{Cita web | data=11 marzo 2013 |titolo=The Closest Star System Found in a Century | editore=PennState | autore=Barbara K. Kennedy | url=http://science.psu.edu/news-and-events/2013-news/Luhman3-2013 | accesso=7 ottobre 2013}}</ref><ref name="Plait">{{Cita web | data=11 marzo 2013 | titolo=Howdy, Neighbor! New Twin Stars Are Third Closest to the Sun | editore=Bad Astronomy blog | wkautore=Phil Plait | nome=Phil | cognome=Plait | url=http://www.slate.com/blogs/bad_astronomy/2013/03/11/nearby_stars_astronomers_discover_third_closest_star_system_to_earth.html | accesso=7 ottobre 2013}}</ref>.
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== Pianeti intorno a nane brune ==
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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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