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Utente:DanyMsc/Sandbox/3

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Le nane brune sono un tipo particolare di oggetto celeste, che possiedono una massa più grande di quella di un pianeta, ma più piccola di 0,08 volte la massa del Sole, corrispondente a 70 masse gioviane che è considerata la massa minima perché abbiano luogo le reazioni di fusione nucleare proprie delle stelle. L'energia che irradiano è dovuta, secondo il meccanismo di Kelvin-Helmholtz, alla loro lenta contrazione. Il limite minimo che separa i giganti gassosi massicci dalle nane brune è di circa 13 masse gioviane, limite superato il quale avviene la fusione del deuterio, mentre oltre le 65 MJ avviene anche la fusione del litio[1]. Tuttavia, non c'è unaniminità al riguardo su quale criterio utilizzare per definire la separazione tra nana bruna e pianeta gigante; alcune scuole di pensiero preferiscono basarsi sulla formazione, altre sui processi fisici interni[2].

Nei primi stadi della loro vita, la maggior parte delle nane brune in effetti genera un po' di 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 forte indizio che un oggetto di piccola massa sia una nana bruna.

Il limite tra un pianeta gigante gassoso e una nana bruna è piuttosto indefinito, e la demarcazione maggiore è posta sul modo in cui sono nati: un pianeta orbita attorno a una stella più grande, mentre una nana bruna si è formata per collasso diretto di una nebulosa, come le stelle normali. L'unica differenza rispetto a queste è che o la nebulosa era troppo piccola oppure, quando la nana bruna era ancora una protostella, venne sbalzata fuori dal proprio disco di accrescimento a causa dell'interazione con un altro corpo massivo.

Storia

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La nana bruna Gliese 229 B è il puntino di luce al centro del'immagine, accanto alla ben più luminosa Gliese 229 A.

Fù Shiv Kumar nel 1963 ad ipotizzare per la prima volta che il processo di sviluppo di formazione stellare potrebbe sviluppre anche oggetti che non raggiungono, a causa della loro piccola massa, la temperatura necessaria per la fusione dell'idrogeno. La denominzione di nana bruna è stata proposta per la prima volta nel 1975 da Jill Tarter. Inizialmente furono chiamate nane nere, una classificazione per oggetti substellari scuri che fluttuano liberamente nello spazio, e che avevano poca massa per sostenere la fusione stabile dell'idrogeno. I nomi alternativi proposti erano: planetemo e substella.

Le prime teorie sulla natura di questi oggetti suggerirono che non fossero presenti nelle stelle di Popolazioe I, nè di popolazione II, perchè data la grande abbondanza di materie prime molto difficilmente si sarebbero sviluppate e la fusione dell'idrogeno non può avvenire se non fosse stata raggiunta una massa 0,08 quella del Sole.

Soltanto negli anni 1980 si cominciò a comprendere come avviene la combustione del deuterio nei corpi celesti di 0,012 masse solari e l'impatto della formazione di polvere nelle fredde atmosfere esterne delle nane brune. Tuttavia, a quel tempo tali oggetti erano difficili da scorgere in cielo, perchè non avrebbero emesso quasi nessuna luce nel visibile. Le loro forti emissioni sarebbero state emesse nella lunghezza d'onda dell'infrarosso, e in quel momento sulla Terra i rivelatori IR erano troppo imprecisi per effettuare uno studio concreto.

Per molti anni, gli sforzi per scoprire nane brune furono frustranti e fallimentari. Nel 1988, tuttavia, i professori Eric Becklin e Ben Zuckerman dell'Università della California, e di Los Angeles individuarono una debole compagna di GD 165 mentre effettuvano uno studio agli infrarossi per la ricerca di nane bianche. Lo spettro di GD 165 B era molto rosso ed enigmatico, non mostrando nessuna delle caratteristiche previste per una piccola stella di massa come una nana rossa. Divenne chiaro che GD 165 B sarebbe dovuto essere classificato come un oggetto molto più freddo rispetto all'ultima nana rossa allora conosciuta. GD 165 B è rimasta l'unica scoperta per quasi un decennio, fino all'avvento della Micron All Sky Survey Due ( 2MASS ) quando Davy Kirkpatrick , del California Institute of Technology , e altri scoprirono molti oggetti con colore e caratteristiche spettrali simili.

Oggi, GD 165 B è riconosciuto come il prototipo di una classe di oggetti di classe spettrale "L".

Dal 1995 lo studio delle nane brune è cambiato sostanzialmente con la scoperta di due oggetti come Teide 1 e Gliese 229 B, alcuni dei quali sono stati identificati dalla presenza della linea di litio a 670,8 nm. Il più notevole di questi oggetti, Gliese 229 B, ha uno spettro dell'infrarosso con una banda di assorbimento del metano a 2 micrometri, una caratteristica che in precedenza è stata osservata solo in atmosfere di giganti gassosi e nell'atmosfera di una delle lune di Saturno, Titano. L'assorbimento di metano non è previsto alle temperature di stelle di sequenza Principale. Questa scoperta ha contribuito a creare un'altra classe spettrale ancora più interessante di quella L, "nana T" per i quali Gl 229 B è il prototipo.

La prima nana bruna fu scoperta è confermata dalla squadra di astrofisici spagnoli Rafael, Maria Rosa Zapatero Osorio, e Eduardo Martín nel 1994. [ 3 ] Hanno chiamato questo oggetto Teide 1, situato nell'ammasso aperto delle Pleiadi. L'articolo è stato pubblicato il 14 settembre 1995 su Nature.

Teide 1 è stato scoperta dalle immagini raccolte dal gruppo della IAC il 6 gennaio 1994 utilizzando il telescopio di 80 cm (IAC 80) al Teide Observatory e il suo spettro è stato registrato nel dicembre 1994 con il m 4,2 William Herschel Telescope a Roque de los Muchachos (La Palma). La distanza, la composizione chimica, e l'età del Teide 1 potrebbe essere stabilita a causa della sua appartenenza al giovane ammasso stellare delle Pleiadi. Utilizzando i modelli più avanzati di evoluzione stellare e substellare in quel momento, la squadra stimato per Teide 1 bis di massa 55 volte la massa di Giove, che è chiaramente al di sotto del limite della massa stellare. L'oggetto è diventato un punto di riferimento nelle successive opere di giovani nane brune correlati.

Dati di alta qualità spettrali acquisite dal telescopio Keck 1 nel novembre del 1995 ha mostrato che Teide 1 aveva conservato l'importo iniziale di litio della nube molecolare originaria da cui le Pleiadi si formarono, dimostrando la mancanza di fusione termonucleare nel suo nucleo. Queste osservazioni hanno confermato la natura di nana bruna di Teide 1, nonché l'efficienza del test del litio per via spettroscopica.

Lo studio delle nane brune è solo all'inizio, tuttavia, aspettando nuove scoperte su di esse, hanno già contribuito molto alla nostra conoscenza e alla comprensione di alcuni aspetti dell'universo.

Genesi

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Il processo di creazione delle nane brune non è ancora del tutto chiaro, ma in generale, si prevedono cinque opzioni::[3]

  • Potrebbero formarsi, esattamente come le stelle, per il collasso gravitazionale di nubi di gas nello spazio, ma hanno massa insufficiente (inferiore all'8% circa della massa del Sole) per innescare reazioni di fusione nucleare al loro interno.
  • Cominciare il loro sviluppo come parte di un sistema multiplo in una nube di gas, ed essere espulsi dal sistema prima di raggiungere la massa necessaria per innescare la fusione dell'idrogeno..[4]
  • Crearsi come i pianeti in un disco protoplanetario, che poi viene espulso in una fase successiva di sviluppo del sistema..[5][6]
  • In giovani enormi ammassi stellari, le radiazioni ionizzanti di una o più massiccie stelle O e B potrebbero distruggere i dischi di accrescimento protostellare prima che questi oggetti accumulassero una massa sufficiente per la fusione dell'idrogeno.
  • Incontri ravvicinati con altre stelle in un ammasso stellare giovane potrebbe distruggere il loro disco di accrescimento prima che il limite della fusione dell'idrogeno sia raggiunto.

Nella regione di formazione stellare Camaleonte I, che ha solo un paio di milioni di anni, 34 nane brune sono state trovate, tre sembrano avere un disco di accrescimento tipico nelle stelle giovani.[7][8] La prova della fase T Tauri con diverse nane brune, che per ora solo in stelle giovani nel loro cammino verso la sequenza principale era noto, è una prova ulteriore della genesi stessa di almeno alcune delle nane brune.

Come distinguere le nane brune di grande massa dalle stelle di piccola massa

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  • Il litio è generalmente presente nelle nane brune e non nelle stelle di piccola massa. Le stelle, realizzano l'alta temperatura necessaria per la fusione dell'idrogeno, riducendo rapidamente il loro litio. Questo avviene una collisione di litio-7 e un protone produce due elio-4 nuclei. La temperatura necessaria per questa reazione è appena al di sotto della temperatura necessaria per la fusione dell'idrogeno. Convezione in stelle di piccola massa assicura che il litio in tutto il volume della stella è esaurito. Pertanto, la presenza del litio linea spettro in una nana bruna candidato è un forte indicatore che è effettivamente substellar. L'uso di litio per distinguere le nane brune candidati da stelle di piccola massa è comunemente indicato come il test di litio , ed è stato lanciato da Rafael Rebolo , Eduardo Martín e Antonio Magazzu . Tuttavia, il litio è visto anche nelle stelle molto giovani, che non hanno ancora avuto il tempo sufficiente a bruciare tutto. Stelle più pesanti come il nostro sole può conservare al litio nei loro ambienti esterni, che non ottengono abbastanza caldo per esaurimento di litio, ma questi sono distinguibili da nane brune per la loro dimensione. Al contrario, le nane brune nella fascia alta della loro gamma di massa può essere abbastanza caldo per esaurire il loro litio quando sono giovani. Nani di massa superiore a 65 masse di Giove può bruciare il loro litio dal momento in cui sono mezzo miliardo di anni [Kulkarni] , quindi questo test non è perfetto.
  • A differenza delle stelle, le nane brune più anziane a volte sono abbastanza fresce che per periodi molto lunghi di tempo le loro atmosfere sono in grado di raccogliere quantità osservabili di metano. Le Nane confermate in questo modo includono Gliese 229 B.
  • Stelle di Sequenza Principale fresco, ma alla fine di un minimo di luminosità che possono essere sostenuti attraverso la fusione costante. Questo varia da stella a stella, ma è generalmente di almeno 0,01% la luminosità del nostro sole. Le nane brune fresco e scurire costantemente nel corso della loro vita: le nane brune sufficientemente vecchi sarà troppo debole per essere rilevabile.
  • La Pioggia di ferro come parte di processi di convezione atmosferica è possibile solo con le nane brune, e non con piccole stelle. La ricerca attraverso la spettroscopia della pioggia di ferro è ancora in corso, e non tutte le nane brune presentano sempre questa anomalia atmosferica.

Come distinguere le nane brune di piccola massa dai pianeti di grande massa

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Una proprietà notevole delle nane brune è che hanno tutte più o meno lo stesso raggio di Giove. Alla fine alto della loro gamma di massa (60-90 masse di Giove), il volume di una nana bruna è governata principalmente da elettroni-degenerazione pressione, [5] in quanto è in nane bianche, nella parte bassa del range (10 masse di Giove), il loro volume è governata principalmente da pressione Coulomb , come in pianeti. Il risultato netto è che i raggi di nane brune variare di solo il 10-15% su tutta la gamma di masse possibili. Questo può rendere distinguerli dai pianeti difficili.

Inoltre, molte nane brune non esprimono alcuna fusione, quelli alla fascia bassa del range di massa (inferiore a 13 masse di Giove) non sono abbastanza calde per fondere nemmeno il deuterio, e anche quelli nella fascia alta del range di massa (oltre 60 masse di Giove ) fresco abbastanza in fretta che non hanno più subire la fusione dopo un periodo di tempo dell'ordine di 10 milioni di anni. Tuttavia, ci sono modi per distinguere dai pianeti nani:

Messa, se più di 10 masse di Giove, un organismo è improbabile che sia un pianeta.

X-ray e spettri infrarossi sono segni rivelatori. Alcune nane brune emettono raggi X , e tutti i "caldi" nani continuano a brillare significativamente in rosso e infrarosso spettri si raffreddano fino a temperature sotto planetlike (1000 K).

Giganti di gas pianeti hanno alcune delle caratteristiche di nane brune. Per esempio, Giove e Saturno sono entrambi realizzati principalmente da idrogeno ed elio, come il sole. Saturno è quasi grande quanto Giove, pur avendo solo il 30% della massa. Tre dei giganti del nostro sistema solare (Giove, Saturno, [ Senza fonte ] e Nettuno [ Senza fonte ] ) emettono più calore di quello che ricevono dal sole. E tutti e quattro i pianeti giganti hanno le loro "sistemi planetari": le loro lune. Le nane brune formare in modo indipendente, come le stelle, ma non hanno massa sufficiente per "accendere" come fanno le stelle. Come tutte le stelle, possono verificarsi singolarmente o in prossimità di altre stelle. Alcune stelle orbita e possono, come i pianeti, hanno orbite eccentriche.

Attualmente, l'Unione Astronomica Internazionale ritiene che un oggetto con una massa al di sopra del limite di massa per la fusione termonucleare del deuterio (calcolato pari a 13 masse di Giove per gli oggetti di metallicità solare) è una nana bruna, mentre un oggetto sotto quella massa (e in orbita una stella o un residuo stellare) è considerato un pianeta. [6]

Il 13 Giove-massa di taglio è una regola empirica, piuttosto che qualcosa di preciso con un significato fisico. Gli oggetti più grandi bruceranno la maggior parte del loro deuterio, mentre quelle più piccole ne bruceranno solo un po', e la massa di Giove 13 il valore è da qualche parte nel mezzo. La quantità di deuterio bruciato dipende in parte anche sulla composizione dell'oggetto, in particolare sulla quantità di elio e deuterio presente e sulla frazione di elementi pesanti, che determina l'opacità atmosferica e quindi la velocità di raffreddamento radiativo. [7]

Il pianeti extrasolari Enciclopedia include oggetti fino a 25 masse di Giove, e il Exoplanet Data Explorer fino a 24 masse di Giove. Gli oggetti sotto i 13 Giove-massa sono a volte studiato sotto l'etichetta di " sub-nana bruna ".

Classificazione delle nane brune

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Classe L

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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 utilizzate nella classificazione, e gli oggetti di classe L sono meno caldi di quelli di classe M. 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 1.200 e 2.000 K, si presentano di colore rosso chiaro fino ad un rosso intenso ed emettono la maggior parte della loro radiazione nell'infrarosso. Nei loro spettri sono dominanti le molecole e i metalli neutri, in particolare gli idruri (FeH, CrH, MgH, CaH) e i metalli alcalini (Na I, K I, Cs I, Rb I)[9][10]. 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.

Gli oggetti di tipo L sono o stelle che, pur avendo una piccola massa, sono sufficientemente massicce per fondere l'idrogeno nei loro nuclei, oppure nane brune, ossia un tipo particolare di oggetto celeste, che possiede una massa più grande di quella di un pianeta, ma minore di 0,08 M☉, che è considerata la massa minima perché abbiano luogo le reazioni di fusione nucleare proprie delle stelle. L'energia che le nane brune irradiano è dovuta, secondo il meccanismo di Kelvin-Helmholtz, alla loro lenta contrazione.

Non è escluso che anche un piccolo numero di stelle di grande massa possa essere di classe L, ma la formazione di tali stelle non avviene secondo i normali meccanismi di formazione stellare, ma tramite meccanismi esotici, come la fusione di due supergiganti. Un esempio è forse V838 Monocerotis.

Esempi: VW Hydri, 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[11], LSR 1610-0040 (subnana)[12].


Classe T

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Immagine artistica di una nana di classe T

La classe T raccoglie le nane brune con temperature superficiali comprese fra 700 e 1.300 K. Esse sono di colore rosso intenso fino ad un rosso scuro, quasi cupo, ed emettono gran parte della loro radiazione nell'infrarosso. Il loro spettro è dominato dalle linee del metano[9][10].

Gli oggetti di classe L e T dovrebbero, secondo le ipotesi attuali, essere i più comuni e numerosi dell'universo. Grazie al satellite WISE della Nasa che utilizza sensori all'infrarosso ne sono state individuate a centinaia. Questo ha consentito di ampliarne il database che fino a pochi anni fa era molto meno nutrito di adesso perchè, questi sono, data la loro bassissima luminosità, molto difficili da osservare.

Esempi: SIMP 0136 (la nana di classe T più luminosa scoperta nell'emisfero boreale[13]), ε Indi Ba e Bb

Classe Y

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Lo stesso argomento in dettaglio: Sub-nana bruna e Pianeta interstellare.
Immagine artistica di una nana di classe Y

La classe spettrale Y è una classe spettrale introdotta per raccogliere le nane brune e le sub-nane brune con temperature superficiali inferiori a quelle di classe T9 (< 600 K) e aventi spettri differenti da quelli degli altri oggetti sub-stellari. Sebbene siano state avanzate teorie volte a modellare questi oggetti[14], c'è ancora incertezza riguardo alle loro caratteristiche spettrali. Sulla base delle specificità dei possibili prototipi di tale classe finora scoperti, che presentano linee di assorbimento intorno ai 1,55 µm[15], si è ipotizzato che essi siano caratterizzati dalle righe dell'ammoniaca e che questa sarebbe la proprietà che li distingue dagli oggetti di tipo T[15][16].[17].

Sono stati individuati oggetti con temperature superficiali molto basse.[15]. I più freddi sono CFBDSIR 1458 10, che ha una temperatura di 370 ± 40 K e WISE 1828 2650, che ha una temperatura di 300 K, cioè circa 25 °C[18][19][20][21]. Questi due oggetti, assieme a pochi altri, individuati dal Wide-field Infrared Survey Explorer entro il raggio di 40 anni luce dalla Terra, sono prototipi della classe Y[18][19][20][22].

Proprietà spettrali e suggestivo delle nane brune

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WISE 0458 6434 is the first ultra-cool brown dwarf (green dot) discovered by WISE. The green and blue comes from infrared wavelengths mapped to visible colors.

Le nane brune continuano a brillare nel rosso e soprattutto nell'infrarosso dopo che hanno esaurito 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 °C (nella classificazione stellare la forbice della temperatura superficiale di tali oggetti spazia da 2.000 k a 700 k per le classi L e T). Tutte le nane brune si raffreddano nel tempo, perché non hanno altre fonti di energia. Quelle più grosse si raffreddano più lentamente.

La maggioranza del flusso emesso dalle nane L e T è il micrometro 1-2,5 vicino all'infrarosso. Le basse temperature e la diminuzione attraverso la M in ritardo, L, e il risultato nano T sequenza in un ricco vicino infrarosso dello spettro che contiene una vasta gamma di funzioni, dalle linee relativamente strette neutri specie atomiche a larghe bande molecolari, tutte con diverse dipendenze su temperatura, la gravità, e metallicità . Inoltre, queste condizioni di bassa temperatura favoriscono la formazione di condensa lo stato del gas e la formazione di grani.

Le atmosfere tipiche di questi oggetti presentano un range di temperatura che va da 2200 fino a 750 K . [9] Rispetto alle stelle, che si riscaldano costantemente dalla fusione interna, le nane brune si raffreddano rapidamente nel tempo. Le nane più massicce si raffreddano più lentamente rispetto a quelle meno massicce.

Appena le nane brune si raffreddano ulteriormente, I modelli di tempo atmosferico causano un rapido sgombro di nubi; come le nubi sono cacciate via dalle tempeste, la luce infrarossa brillante dall’atmosfera più calda sfugge tra le nubi, dando conto all’inusuale brillantezza delle nane brune

Recenti osservazioni delle nane brune conosciute hanno rivelato delle variazioni di luminosità regolari nell'infrarosso, che suggeriscono la presenza di nubi relativamente fredde e opache nell'atmosfera. Si pensa che la "meteorologia" di questi oggetti sia estremamente violenta, comparabile, ma molto maggiore, alle famose tempeste di Giove.

Tecniche osservazionali

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Chandra imamgine di LP 944-20 prima e durante il brillamento
  • Il Coronografo è stato recentemente utilizzato per rilevare oggetti deboli che orbitano stelle luminose visibili, tra cui Gliese 229 B.
  • Telescopi sensibili dotati di dispositivi ad accoppiamento di carica (CCD) sono stati utilizzati per la ricerca di ammassi stellari distanti e per oggetti deboli, tra cui Teide 1.
  • Ricerche grandangolari hanno individuato i singoli oggetti deboli, come ad esempio kelu-1 (30 al di distanza).
  • Attraverso la missione durata dal dicembre 2009 al febbraio 2011, il satellite della NASA Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) in orbita intorno alla terra, è stato in grado di individuare molti oggetti celesti freddi presenti nell’universo, grazie all'utilizzo di una camera all’infrarosso ad alta sensibilità.

Nana bruna come una sorgente di raggi X

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Estimated relative size of the planet Jupiter and brown dwarfs Gliese 229 B and Teide 1

Nel 1999 sono stati rilevati i primi flare di raggi X provenienti da una nane bruna. Questo ha aiutato a comprendere i cambiamenti del loro campo magnetico è molto simile a quelle molto stelle di piccola massa.

Tramite il telescopio orbitante della NASA, Chandra, gli astronomi osservarono LP 944-20 per un periodo di 12 ore lo scorso dicembre 2011. Per le prime nove ore, non osservarono alcun raggio-X, poi invece individuarono un forte brillamento prima che decadesse nelle seguenti due ore. Il brillamento era comparabile come uno modesto del solare, ma era un miliardo di volte più grande emesso da Giove. Lars Bildsten dell'università della California di Santa Barbara, disse che il brillamento era probabilmente correlato ai campi magnetici aggrovigliati tra la superficie della nana bruna. In assenza di una forte fonte centrale di energia nucleare, l'interno di una nana bruna è in uno stato di ebollizione rapida, o convettivo. Quando si combina con la rotazione rapida, la convezione imposta condizioni per lo sviluppo di un forte, aggrovigliato campo magnetico vicino alla superficie. Un sub-superficie cada potrebbe condurre il calore verso l'atmosfera, permettendo alle correnti elettriche di fluire e produrre un bagliore radiografico, come un colpo di fulmine. L'assenza di raggi X da parte di LP 944-20 durante il periodo di non-combustione è un risultato significativo, perchè imposta il limite inferiore di osservazione dell'energia prodotta ai raggi X da una nana bruna, e dimostra che le corone cesseranno di esistere quando la temperatura della superficie si raffredda al di sotto di circa 2500 ° C e diventa elettricamente neutro.

Principali nane brune

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Lo stesso argomento in dettaglio: Lista delle stelle meno massicce conosciute.
  • Nel 1984 Nemesis: L'esistenza di questa stella è stata originalmente postulata come parte di una possibile spiegazione dei cicli di estinzioni di massa nella storia della Terra. Si ipotizza più precisamente che sia una stella nana rossa[23][24]o nana bruna in orbita intorno al Sole ad una distanza di (circa) 50.000 a 100.000 UA, poco oltre la Nube di Oort. * 1995: prima nana bruna identificata. Teide 1 è un oggetto nell'ammasso delle Pleiadi, caratterizzato da uno spettro M8, ed è stato osservato con un CCD all'Osservatorio spagnolo di Roque de los Muchachos dell'instituto di Astrofisica delle Canarie.
  • Prima nana bruna osservata con un atmosfera contenente elevati livelli di metano. Gliese 229 B è stato scoperto orbitare intorno alla nana rossa Gliese 229 A (20 anni luce di distanza) con un ottica adattiva coronografica per affinare le immagini da 60 pollici (1,5 m) del riflettore del telescopio al Palomar Observatory nelle California meridionale.
  • 1998: individuazione dei primi raggi X emessi da una nana bruna. Cha Halpha 1 è un oggetto di classe spettrale M8 localizzato nella regione di formazione stellare della Nube del Camaleonte.
  • 27 Luglio 2000: Prima emissione radio, rilevata da una nana bruna. Un team di studenti del Very Large Array ha riferito le loro osservazioni di LP 944-20 del 15 mar 2001 numero della rivista Nature .
  • La nana bruna più povera di metalli mai identificata è 2MASS J05325346 8246465
  • WD 0137-349 B: è la prima nana bruna confermata sopravvissuta alla sua stella nella fase di gigante rossa. [ 27 ]
  • Grazie alla missione COROT si è osservato CoRoT-3 b chè è la più densa.
  • 2011: Il progetto della NASA WISE ha rilevato 200 nuove nane brune.[25] In realtà ci sono meno nane brune nel nostro vicinato cosmico di quanto si pensasse. Piuttosto che una stella per ogni nana bruna, ci possono essere fino a sei stelle per ogni nana bruna. [22] Fra i dati più interessanti della missione c'è l'individuazione della più vicina WISE 1506 7027, e della più lontana WISP 0307-7243. Invece la più fredda è WISE 1828 2650.
  • ε Indi Ba e Bb è una coppia di nane brune gravitazionalmente legato a una stella simile al sole, circa 12 anni luce dal sole. Esso è è il sistema binario più vicino a noi.

Pianeti intorno a nane brune

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Artist’s impression of the disc of dust and gas around a brown dwarf

Fra i dischi di polvere circondandi le nane brune sono state trovate molte analogia con quelle attorno a stelle vere e proprie, quindi, si può prevedere che ci saranno fasi di accrescimento formati pianeti intorno a nane brune. [24] Data la piccola massa di dischi nane brune, la maggior parte dei pianeti sarà pianeti terrestri piuttosto che giganti gassosi.[26] Se un pianeta gigante orbita attorno a una nana bruna tutta la nostra linea di vista poi in quanto hanno approssimativamente lo stesso diametro che darebbe un grande segnale per il rilevamento di transito.[27][28] La zona di accumulo di pianeti intorno a una nana bruna è molto vicino alla nana bruna se stessa, in modo che le forze di marea avrebbe un forte effetto.[29][28]

Gli oggetti di massa planetaria più noti è studiati sono: 2M1207b , GQ Lupi b e 2MASS J044144. Essi sono in orbita intorno a nane brune, e si pensa che si siano formate dal crollo nuvola piuttosto che di accrescimento e quindi potrebbe essere sub-nane brune piuttosto che pianeti .

Voci correlate

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Note

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  1. ^ A scelta: stella, nana bruna o pianeta media4.obspm.fr
  2. ^ A. J. Burgasser, Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters, http://astro.berkeley.edu, 2008.
  3. ^ Whitworth, A., Bate, M. R.; Nordlund, Å.; Reipurth, B.; Zinnecker, H., The Formation of Brown Dwarfs: Theory, su arxiv.org, Protostars and Planets V, (Editors: B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil), University of Arizona Press, Tucson, 951 pp., 2007, 459-476. URL consultato il 16 novembre 2009.
  4. ^ Bo Reipurth, Cathie Clarke, The Formation of Brown Dwarfs as Ejected Stellar Embryos, su arxiv.org, The Astronomical Journal #122, 1º marzo 2001, 432-439. URL consultato il 6 giugno 2010.
  5. ^ Simon P. Goodwin, Ant Whitworth, Brown dwarf formation by binary disruption, su arxiv.org, Astronomy and Astrophysics #466, 6 marzo 2007, 943-948. URL consultato il 16 novembre 2009.
  6. ^ Dimitris Stamatellos, David Hubber, Anthony Whitworth, Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs, su arxiv.org, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters #382, 21 agosto 2007, L30-L34. URL consultato il 16 novembre 2009.
  7. ^ K. L. Luhman, Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lori E. Allen, Lee Hartmann, S. T. Megeath, P. C. Myers, G. G. Fazio, Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk, su arxiv.org, Astrophysical Journal #620, 4 febbraio 2005, 51-54. URL consultato il 16 novembre 2009.
  8. ^ K. L. Luhman, Lucia Adame, Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lee Hartmann, S. T. Megeath, G. G. Fazio, Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk, su arxiv.org, Astrophysical Journal #635, 29 novembre 2005, 93-96. URL consultato il 16 novembre 2009.
  9. ^ a b J. Davy Kirkpatrick et al., Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS), in Astrophysical Journal, vol. 519, n. 2, 1999, pp. 802–833, DOI:10.1086/307414. URL consultato il 2 febbraio 2012.
  10. ^ a b J. Davy Kirkpatrick, New Spectral Types L and T, in Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, vol. 43, n. 1, 2005, pp. 195–246, DOI:10.1146/annurev.astro.42.053102.134017. URL consultato il 2 febbraio 2012.
  11. ^ Ultra-cool Diminutive Star Weighs In, su hubblesite.org. URL consultato il 2 febbraio 2012.
  12. ^ Sébastien Lépine, Michael Rich, Michael Shara, LSR 1610-0040: The First Early-Type L Subdwarf, in The Astrophysical Journal, vol. 591, n. 1, pp. L49-L52, DOI:10.1086/377069. URL consultato il 2 febbraio 2012.
  13. ^ Étienne Artigau et al., Discovery of the Brightest T Dwarf in the Northern Hemisphere, in The Astrophysical Journal, vol. 651, n. 1, 2006, pp. L57–L60, DOI:10.1086/509146. URL consultato il 3 febbraio 2012.
  14. ^ N. R. Deacon, N. C. Hambly, The possiblity of detection of ultracool dwarfs with the UKIRT Infrared Deep Sky Survey, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 371, n. 4, 2006, pp. 1722-1730, DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x. URL consultato il 4 febbraio 2012.
  15. ^ a b c S. K. Leggett et al., The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs, vol. 695, n. 2, 2009, pp. 1517–1526, DOI:10.1088/0004-637X/695/2/1517. URL consultato il 4 febbraio 2012.
  16. ^ P. Delorme et al., CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y brown dwarf transition?, in Astronomy and Astrophysics, vol. 482, 2008, pp. 961–971, DOI:10.1051/0004-6361:20079317. URL consultato il 4 febbraio 2012.
  17. ^ Ben Burningham et al., Exploring the substellar temperature regime down to ~550K, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 391, n. 1, 2008, pp. 320–333, DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x. URL consultato il 4 febbraio 2012.
  18. ^ a b Stars as Cool as the Human Body, su science.nasa.gov, NASA. URL consultato il 4 febbraio 2012.
  19. ^ a b NASA spots chilled-out stars cooler than the human body, su ca.news.yahoo.com. URL consultato il 4 febbraio 2012.
  20. ^ a b NASA Satellite Finds Coldest, Darkest Stars Yet, su wired.com. URL consultato il 4 febbraio 2012.
  21. ^ A Very Cool Pair of Brown Dwarfs, su eso.org, European Southern Observatory. URL consultato il 4 gennaio 2012.
  22. ^ B. Zuckerman, I. Song, The minimum Jeans mass, brown dwarf companion IMF, and predictions for detection of Y-type dwarfs, in Astronomy and Astrophysics, vol. 493, n. 3, 2009, pp. 1149–1154, DOI:10.1051/0004-6361:200810038. URL consultato il 4 febbraio 2012.
  23. ^ "Scientists claim killer star exists", 22 Feb 1984, Page B6, Associated Press
  24. ^ Leslie Mullen, Getting WISE About Nemesis, su astrobio.net, Astrobiology Magazine (Cosmic Evolution), 03/11/10. URL consultato il 15 maggio 2010.
  25. ^ Ian O'Neill (Discovery News), Brown Dwarfs, Runts of Stellar Litter, Rarer than Thought, su space.com, 12 June 2012. URL consultato il 28 dicembre 2012.
  26. ^ Even Brown Dwarfs May Grow Rocky Planets. URL consultato il 3 December 2012.
  27. ^ The onset of planet formation in brown dwarf disks, Dániel Apai, Ilaria Pascucci, Jeroen Bouwman, Antonella Natta, Thomas Henning, Cornelis P. Dullemond
  28. ^ a b Tidal evolution of planets around brown dwarfs, E. Bolmont, S. N. Raymond, and J. Leconte, 2011
  29. ^ Pan-STARRS SCIENCE OVERVIEW, David C. Jewitt

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