Le nane brune sono tutte quelle stelle che si formano dal collasso gravitazionale di nubi di gas nello spazio, ma che hanno massa insufficiente (inferiore all'8% circa della massa del Sole) per innescare reazioni di fusione nucleare al loro interno. Tali stelle irraggerebbero una debole luce per un centinaio di milioni di anni circa, in conseguenza alla conversione di energia gravitazionale in calore.
Esiste una grandezza critica di circa 70 volte la massa di Giove alla quale un corpo può sostenere la fusione dell’idrogeno dovuta a temperature e pressioni generate dalla sua gravità .
Il termine “nana bruna” fu usato per la prima volta da
Jill Tarter, dell’istituto
SETI, nella sua tesi di dottorato del 1975, per correggere l’uso del precedente termine “nana nera”. Come lei dice:
"L’uso del termine “nana near” fu inappropriato perchè fu già stato usato per descrivere la fase finale di una stella completamente evoluta come se si raffreddasse dallo stadio di nana bianca."
Le nane brune sono difficili da trovare in quanto “ardono solo fievilmente”, emettendo la maggior parte della loro radiazione negli infrarossi. Questo perché sono sotto il limite stellare di 0.08 masse-solari e non riescono ad innestare il processo di fusione stellare. Invece, esse emettono radiazione lasciata oltre la loro formazione. Durante il breve intervallo di vita di una nana bruna, più sono giovani, più appaiono luminose. Così abbiamo più possibilità di scoprire nane brune che si sono già formate. Come invecchiano, cominciano ad apparire come Giove a differenza solo di una massa molto più grande. In generale, ci si aspetta che la luminosità di una nana bruna possa essere all’incirca un centunmillesimo di volte di quella del Sole. Le sue caratteristiche spettrali sono diverse da quelle delle stelle più fredde, mostrando inusualmente una linea di assorbimento del litio elemento a breve vita.
Nei primi stadi della loro vita generano energia grazie alla fusione del litio e del deuterio, elementi molto facili da fondere e che sono infatti assenti nelle stelle normali (che li bruciano immediatamente).
La presenza del litio è un indizio della presenza di una nana bruna.
Successivamente continuano a brillare nel rosso e soprattutto nell'infrarosso dopo che hanno finito il deuterio. La sorgente di energia per il loro brillare è semplicemente il calore rimasto dalla combustione del deuterio e del litio, che però si riduce lentamente. Le atmosfere delle poche nane brune conosciute hanno temperature che variano da 2.300 a 700 gradi C. Tutte le nane brune si raffreddano nel tempo, perché non hanno altre fonti di energia. Quelle più grosse si raffreddano più lentamente.
(nane brune confrontate con Giove, il Sole e la nana rossa Gliese A)
La nana bruna più conosciuta, e che possiamo vedere attraverso il limite terrestre tramite un telescopio da 60-inch (1.5m), è
Gliese 229B scoperta nel 1995. Questo è un sistema binario con la nana rossa a massa-bassa Gliese 229B, ad una distanza di soli 19 anni-luce dal Sole.
La separazione tra la nana bruna e la sua stella compagnia è pari circa alla stessa di quella tra il Sole e Plutone. La sua luminosità è quasi un decimo della stella più brillante. Il suo spettro presenta una forte presenza di metano e vapor acqueo. Il metano potrebbe non esistere se la temperatura superficiale fosse sotto i 1500K. Gli astronomi considerano che abbia una temperatura pari a circa 900K (confrontando con Giove che ne ha 900K), la sua massa tra le 20 e 55 masse di Giove, e l’età del sistema binario tra 1 e 5 milioni di anni. Ha una foschia come uno smog che giace in profondità nella sua atmosfera, che la fa essenzialmente più luminosa nel visibile che in altre bande di osservazione. E’ possibile che luce ultravioletta dalla sua stella compagna cambi le proprie proprietà atmosferiche da quelle di un’isolata nane brune, come KELU-1.
La nana conosciuta come
LP 944-20 è una delle più conosciute e studiate dagli astronomi perché è distante solo 16 anni luce dalla Terra. E' abbastanza vicina in termini cosmici, ma il motivo è perché le nane brune sono assai fievole, è visibile da Terra – con un telescopio – solo un debole puntino di luce.
Questa nana bruna ha una massa pari a 60 volte quella di Giove ma solo il 6% della massa solare, ponendola sotto la soglia di massa di una stella reale.
Tramite il telescopio orbitante della NASA, Chandra X-Ray observatory (osservatorio Chandra a raggi X), gli astronomi osservarono
LP 944-20 su un periodo di 12. Per le prime nove ore, essi non osservarono alcun raggio-X, poi invece osservarono un forte brillamento prima che decadesse nelle seguenti due ore. Il brillamento era comparabile con un piccolo brillamento solare, ma un miliardo di volte più grande del brillamento a raggi X emesso da Giove.
Lars Bildsten dell’University of California (università della California), Santa Barbara, disse che il brillamento è probabilmente correlato ai campi magnetici aggrovigliati tra la superficie della nana bruna, che sembra capace di generare raggi X.
Le Nane brune “sembrano avere una vita più eccitante di quel che si credeva,”
Bildsten disse in un intervista telefonica. “Sono troppo grandi per essere pianeti e troppo piccole per essere stele, ma si vede che se se ne osserva una, essa dimostra di avere una forte attività…c’è azione in atto.” Il brillamento a raggi X che gli scienziati videro era molto distante da ciò che essi si aspettavano, Bildsten disse in un’affermazione: “ era come se noi stavamo cercando un puntino nel buio come la luce di una lampadina elettrica ed invece trovammo brillante flash di luce.''
Per la prima volta un oggetto orbitante un’altra stella è stato raffigurato, nonostante giacesse entro l’intenso bagliore del sole genitore. La nana bruna è più di 12 volte la massa di tutti i pianeti del sistema solare, e sta orbitando attorno alla stella
15Sge ad una distanza di 14 Unità Astronomiche, equivalente ad un’orbita che starebbe tra Saturno e Urano nel nostro sistema.
"Questa scoperta implica che la nana bruna si associa alla media, stele simile al sole esistono ad una separazione confrontabile alla distanza tra il sole i pianeti più esterni nel nostro sistema solare," disse Michael Liu astronomo dell’università delle Hawaii."
I ricercatori di pianeti orbitanti intorno ad altre stelle avevano posto il limite di lontananze nel rivelare le nane brune, pari al range del raggio orbitale osservato limitato a 4 AU. Questo nuovo ritrovamento è l’equivalente di un pianeta “fuori del sistema stellare”, piuttosto che di un sistema interno, come precedentemente scoperto. La grandezza vera e propria della nana bruna orbitante 15Sge porta alla nostra conoscenza della formazione di pianeti in un ulteriore dubbio:
"Questa compagna è probabilmente troppo massiva per essersi formata nel modo che noi crediamo si siano formati i pianeti, cioè nei dischi circumstellari di gas e polvere quando la stella era giovane,” Liu disse in un discorso. “Questo ritrovamento suggerisce che una diversità di processi agisce nel popolare le regioni più esterne dei loro sistemi." Quello che è più eccitante riguardo questo ritrovamento è il potenziale per questa nana bruna di essere rappresentata più precisamente sul tempo. Lo scarico della corona emesso da questa stella oscura interagisce con il Vento Solare allontanandosi dalla 15Sge.
(LHS 2397a)
Non sono state trovate nane brune orbitanti attorno le stele “standards” entro le 5 U.A. (U.A.=unità astronomiche, 1U.A. = distanza terra-sole media, circa 144milioni di chilometri), ma gli astronomi hanno osservato stranamente una di questi corpi celesti orbitare attorno ad una stella a bassa massa chiamata LHS 2397a. Le teorie correnti dicono che le nane brune sono pressochè oggetti vaganti espulsi dal sistema stellare nel suo primo sviluppo, ma questa scoperta indica che questa teoria necessita di qualche nuova revisione. La domanda che ci si pone è perchè ne è stata trovata una orbitante attorno ad una stella a bassa massa, quando non ce n’è alcuna presenza evidente attorno a stelle simili al Sole? Ma questo inaspettato sviluppo ha dato agli astronomi un’unica opportunità di fotografare una compagna nana bruna. Il basso livello di luminosità di LHS 2397 permette di distinguere la fievole luminosità della nana bruna, come mostra questa immagine. Quello che è più eccitante è che la separazione di questa nana bruna dalla stella di bassa massa è di solo 3 U.A.
Crediamo che le compagne di stelle a bassa massa sono distanti tipicamente 4 unità astronomiche dalle loro stelle primarie, questa è una distanza sorprendentemente piccola. “ disse Nick Siegler membro del team, un laureato dell’università dell’Arizona “ Più binarie massicce hanno separazioni tipiche vicino alle 30 U.A. , e molte binarie sono molto più ampie di questo valore." Per Close, "Le nuove osservazioni Gemini, implicano fortemente che le stelle di bassa-massa non hanno compagne che sono lontane dalle loro primarie."
Risultati simili sono stati trovati precedentemente da un team guidato da Dr. Eduardo L. Martin dell’università delle Hawaii Istituto di Astronomia in un rilevamento di 34 stelle a bassa-massa e di nane brune nell’ammasso delle Pleiadi tramite il telescopio spaziale Hubble. Questi due rilievi assieme dimostrano chiaramente che c’è una clamorosa scarsità di nane brune a separazioni maggiori di 30 U.A. dale stelle a bassa*massa alle nane brune".
"Una osservazione dal satellite Chandra rivela i raggi X emanati da
TWA 5B, una nana bruna orbitante che orbita intorno ad un giovane sistema stellare binario conosciuto come TWA 5A. Il sistema stellare è distante 180 anni luce dalla Terra ed è un membro di un gruppo di circa una dozzina di stelle giovani nella costellazione dell’Hydra (idra, grande costellazione osservabile nell’emisfero meridionale terrestre, ascensione retta 10°, declinazione 20° sud, conosciuto con il nome anche di Serpente Marino). La nana bruna orbita intorno alle stelle binarie ad una distanza circa pari a 2.75 volte quella di Plutone intorno al Sole.
"Le giovani nane brune, come le giovani stelle, hanno regioni interne turbolenti. Quando c’è rotazione rapida, questo moto turbolento può portare ad un disomogeneo campo magnetico che può riscaldare le atmosfere più esterne, o corone, a qualche milioni di gradi Celsius. I raggi X provengono dalla corona calda sia di TWA 5° che di TWA 5B.
Si stima che TWA 5B abbia una massa pari tra le 15 e 40 volte quella di Giove, facendone una delle nane brune meno massive fin d’ora conosciute. La sua massa è abbastanza vicina al confine di distinzione tra pianeti e nane brune (circa 12 masse di Giove), così questi risultati potrebbero avere implicazioni per il possibilile ritrovamento di raggi X da pianeti di massa rilevante attorno a stelle".
"Questa nana bruna è brillante come il Sole oggi alla luce dei raggi X, mentre ha una massa pari a 50-volte quella del Sole,” disse Tsuboi. "Questa osservazione, in questo modo, dà la possibilità che anche pianeti di grande massa possano emettere raggi X da loro stessi durante la loro “gioventù!”
Questa ricerca su TWA 5B fornisce un legame tra uno stato attivo a raggi X in una nana bruna giovane (di circa un milione di anni di età) e un più tardo e tranquillo periodo delle nane brune quando raggiungono un’età tra i mezzo miliardo e il miliardo d’anni."
Un team internazionale di astronomi ha fatto ricorso alle ottiche del telescopio Kueyen del VLT (ESO Paranal Observatory - Cile) sulla stella OGLE-TR-122, scoprendo la compagna OGLE-TR-122b è un corpo celeste a metà tra le stelle piccole e i pianeti giganti, ponendosi direttamente alla linea di confine, con un raggio di 0,12 raggi solari, solo il 20% più grande di Giove ma dispone di 100 volte la sua massa.
Wolf940b orbita intorno alla sua stella (Wolf940A) a una distanza che è circa 440 volte maggiore di quella che separa la Terra dal Sole. Posto a una distanza così grande, impiega circa 18.000 anni terrestri per compiere una singola orbita.
Si pensa che l’oggetto si sia formato come una stella, ma che abbia finito per somigliare più a Giove. Ha infatti più o meno le stesse dimensioni, a dispetto del fatto che è tra le 20 e le 30 volte più pesante. Quando le “impronte” dello spettro nell’infrarosso dei due oggetti vengono comparate, la loro somiglianza è sorprendente.
Wolf 940B è stata osservata la prima volta nel corso di una grande esplorazione del cielo nell’infrarosso, la UKIRT Infrared Deep Sky Survey (UKIDSS), condotta usando lo United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT) presso Mauna Kea nelle Hawaii. L’oggetto è stato individuato come parte di un più ampio sforzo di trovare i corpi più freddi e meno luminosi nelle nostre vicinanze galattiche. Si è poi compreso che si trattava di un compagno della vicina stella rossa Wolf 940, a causa del loro moto comune attraverso il cielo. I dati usati per confermare la scoperta sono stati ottenuti da telescopi in Cile, nelle Isole Canarie e nelle Hawaii.
La sua temperatura è stata poi confermata usando il telescopio Gemini Nord sul Mauna Kea. I risultati della ricerca sono stati pubblicati sul numero di Aprile 2009 di
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Dopo la sua scoperta per mezzo di telescopi dislocati a terra, Wolf 940B è stata studiata anche con il Telescopio Spaziale Spitzer della NASA e i risultati di tali osservazioni saranno pubblicati nel corso dell’anno.
«Questo oggetto ci aiuterà a raggiungere nel tempo a venire una comprensione più profonda dei processi che avvengono in una fredda nana bruna e in calde atmosfere planetarie», dice il dr. Sandy Leggett dell’Osservatorio Gemini. «La sua scoperta è stata solo il primo passo».
(UKIRT Astronomers Discover Local Star’s Cool Companion, pubblicato sul sito del Joint Astronomy Centre il 20 aprile 2009)
(Epsilon Indi b)
Il 13 gennaio 2003, un gruppo di astronomi, tra cui Ralf-Dieter Scholz, Mark McCaughrean, Nicolas Lodieu e Bjorn Kuhlbrodt, annunciarono la scoperta di una nana bruna definita compagno "Epsilon Indi b", attorno alla stella Epsilon Indi a. Questa nana bruna possiede una luminosità bolometrica totale solo dello 0,002 % di quella solare (Comunicato stampa: ESO, AIP, API Germania). È stato osservato che questi oggetti estremamente piccoli possiedono lo stesso moto proprio di Epsilon Indi, circa 4,7 arcosecondi per anno, dalla prospettiva di un osservatore nel sistema solare. Secondo i due modelli basati sull'età presunta e sulla misura della sua temperatura, luminosità, e distanza, la principale compagna substellare potrebbe avere da 40 a 60 volte la massa di Giove, con una massa più probabile di 43 masse gioviane. Nel settembre 2003 tuttavia, la massa di questa nana bruna, venne stimata in modo più preciso in 47+/- 10 masse gioviane, (assumendo un'età di 1,3 miliardi di anni) (McCaughrean, 2003). Il diametro si stima possa essere simile a quello di Giove (Scholz, 2003). La nana bruna ha una temperatura superficiale di circa 987 +/- 60° C, (in confronto Epsilon Indi ha una temperatura superficiale di 4000 °C, un po’ più fredda del sole). La nana bruna che ruota attorno ad Epsilon Indi è così fredda che è stato individuato metano nella sua atmosfera. Questa scoperta ha consentito di classificare questa stella come tipo T1 V, una nuova e recente tipologia di classificazione stellare che identifica le nane brune che possiedono metano nella loro atmosfera. Per esempio anche Gliese 229 possiede una compagna di questo tipo. La nana bruna dista dalla stella principale circa 1459 AU (218 miliardi di chilometri).
Nell'agosto 2003, lo stesso gruppo di astronomi (compresi Gordon Walker, Suzie Ramsay Howat, Kevin Volk, Robert Blum, David Balam e Verne Smith) hanno individuato che la nana bruna ha uno suo compagno definito come "
Epsilon Indi Bb" (comunicato stampa Gemini e IAUC 8188). Il nuovo oggetto si trova a circa 2,65 UA, circa 396 milioni di km, con un periodo orbitale di circa 15 anni (McCaughrean, 2003). La massa stimata è di circa 28 +/- 7 masse gioviane, assumendo come età del sistema 1,3 miliardi di anni. Il tipo spettrale è T6. Più fredda e meno pesante di "ba", l'oggetto è più debole sia nell'ottico che nell'infrarosso.
A cura di Arthur McPaul
Fonti:
http://it.wikipedia.org/wiki/Nana_bruna
http://www.protoni.it/betelgeuse/2009/04/wolf-940b-una-gelida-nana-bruna-scoperta-quasi-nel-giardino-di-casa/
http://www.eso.org/public/news/eso0303/
