Nane brune

Le nane brune sono oggetti astronomici che si situano nella fascia grigia tra le stelle più piccole e i pianeti giganti. Questi corpi celesti sono troppo massicci per essere considerati pianeti, ma non abbastanza per innescare le reazioni di fusione nucleare che alimentano le stelle. Le nane brune sono oggetti celesti con una massa maggiore di quella di un pianeta, ma inferiore alla massa del Sole. In breve sono quasi-stelle o stelle mancate.La massa di una nana bruna varia tipicamente tra 13 e 75-80 volte quella di Giove. Sono più grandi dei giganti gassosi massicci e delle sub-nane brune, che hanno un limite minimo di circa 13 masse gioviane​​. La maggior parte delle nane brune appare di colore rosso scuro o rossastro.​

La nana bruna che si trova nella posizione più prossima al nostro pianeta è denominata WISE 1049-5319. Questo corpo celeste si situa a una distanza di 6,5 anni luce dalla Terra. Scoperta nell'anno 2013, WISE 1049-5319 è particolarmente notevole poiché costituisce un sistema binario, ovvero è composto da due nane brune che orbitano l'una attorno all'altra.

Le nane brune sono composte principalmente da idrogeno e elio, simili alle stelle. Tuttavia, a differenza delle stelle, il loro nucleo non raggiunge temperature e pressioni sufficienti per sostenere la fusione dell'idrogeno in elio, il processo principale che alimenta le stelle come il nostro Sole. Alcune nane brune possono sostenere anche la fusione del litio e del deuterio, un isotopo dell'idrogeno, ma anche questo processo si esaurisce rapidamente rispetto alla vita di una stella.

Le nane brune si formano in modo simile alle stelle, attraverso il collasso gravitazionale di nubi di gas e polvere. Tuttavia, nel loro caso, la massa della nube non è sufficiente per generare le condizioni necessarie per la fusione nucleare stabile. Dopo la loro formazione, le nane brune si raffreddano gradualmente, passando attraverso varie classi spettrali. In base alla classificazione spettrale, le nane brune possono appartenere alle classi M, L, T, Y. Dove la classe M di una nana bruna non coincide esattamente con la classe M delle stelle.

Le classi usate M, L, T, Y sono state introdotte appositamente per identificare le nane brune e, in generale, gli oggetti celesti più freddi delle stelle. Nella classe M sono incluse le nane brune più calde, mentre nella classe Y quelle più fredde.

• Classe M delle nane brune
  Sono nane brune con una temperatura compresa tra 2200 -2700K. La classe M delle nane brune non va confusa con la classe M delle stelle, con la quale coincide solo in parte.
• Classe L
  Sono corpi celesti con una temperatura superficiale tra 1200-2200K. Presentano un colore rosso intenso ed emettono principalmente delle radiazioni nell'infrarosso. Circa un terzo degli oggetti di classe L sono nane brune. La restante parte sono stelle subnane di piccola massa.
• Classe T
  Sono oggetti celesti con una temperatura superficiale compresa tra 700-1200K. Hanno un colore rosso scuro ed emettono radiazioni principalmente nell'infrarosso. A differenza della classe L, i corpi classificati nella classe T sono tutti nane brune.
• Classe Y
  Sono corpi celesti con una temperatura compresa tra 500-700K. Sono nane brune molto più fredde e meno luminose delle precedenti. Sono state scoperte solo di recente grazie al miglioramento delle tecniche di osservazione.

In genere, le nane brune nascono come oggetti di tipo M o L, poi si spostano nelle classi T e infine Y, diventando sempre più fredde e meno luminose con il passare del tempo. Ad esempio, una nana bruna di grande massa nasce con una temperatura di circa 3000 K ed è classificata nella classe M. Dopo un milardo di anni la sua temperatura scende a circa 2000 K e si sposta nella classe L. Infine, dopo 10 miliardi di anni, la temperatura superficiale diventa inferiore a 1500 K ed entra nella classe T. Le nane brune meno massicce subiscono questo processo di raffreddamento in modo più rapido.

Il caso delle sub-nane brune. Una sub-nana bruna è un tipo di oggetto astronomico che si colloca in una categoria tra i pianeti giganti e le nane brune. Le sub-nane brune hanno masse leggermente inferiori a quelle necessarie per essere classificate come nane brune. In termini di massa, le sub-nane brune si situano al di sopra dei pianeti giganti ma sotto il limite minimo di circa 13 masse gioviane che definisce le nane brune. A differenza delle nane brune, che possono fondere il deuterio e a volte il litio, le sub-nane brune sono generalmente incapaci di sostenere qualsiasi tipo di fusione nucleare. Questa caratteristica le rende oggetti molto freddi e poco luminosi, rendendo la loro rilevazione e classificazione una sfida per gli astronomi.

Gli studi sulle nane brune forniscono informazioni fondamentali sulla formazione stellare, sulla linea di confine tra pianeti e stelle, e sulle proprietà fisiche degli oggetti sub-stellari. Tuttavia, rilevare le nane brune è una sfida a causa della loro scarsa luminosità. Sono generalmente individuate attraverso tecniche indirette, come la misurazione del moto proprio e la velocità radiale, o tramite la loro radiazione infrarossa, più intensa rispetto a quella visibile. Poiché la luminosità di una nana bruna è direttamente legata alla sua temperatura, quelle più massicce tendono ad essere più luminose e, di conseguenza, più facilmente rilevabili.

Shiv Kumar fu il primo a teorizzare l'esistenza delle nane brune nel 1963, descrivendole come "nane nere", per indicare oggetti substellari scuri e di piccola massa. Tuttavia, fu solo nel 1975 che Jill Tarter propose il termine "nana bruna" per descriverle, un nome che oggi è universalmente riconosciuto nel campo dell'astronomia.

Inizialmente si pensava che gli oggetti di minor massa, specificatamente quelli sotto 0,07 masse solari per la Popolazione I e sotto 0,09 masse solari per la Popolazione II, non potessero evolversi come stelle normali. Tuttavia, verso la fine degli anni '80, si è capito che gli oggetti con una massa appena superiore a 0,013 masse solari erano in grado di fondere il deuterio, aprendo una nuova comprensione nella loro evoluzione stellare

In conclusione, le nane brune, pur non brillando come le stelle tradizionali, giocano un ruolo cruciale nella nostra comprensione dell'universo della formazione planetaria e degli oggetti sub-stellari. Esaminando queste "stelle mancate", gli astronomi possono comprendere meglio come gli oggetti celesti si formano e si evolvono in varie condizioni di massa e composizione. La loro esistenza aiuta a colmare il divario nella nostra comprensione tra i pianeti giganti e le stelle più piccole.