Nana bruna

La nana bruna è un tipo particolare di oggetto celeste, avente una massa più grande di quella di un pianeta, ma più piccola della massa del Sole, pari al 7,5-8% della stessa, corrispondente a 75–80 M_J (masse gioviane), che è considerata la massa minima perché abbia luogo la fusione dell’idrogeno-1 propria delle stelle. Il limite minimo che separa i giganti gassosi massicci e le sub-nane brune dalle nane brune è di circa 13 M_J, limite superato il quale avviene la fusione del deuterio, mentre oltre le ~65 M_J avviene anche la fusione del litio.

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. 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.

Le nane brune sono suddivise in base alla loro 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. Nonostante il loro nome, la maggior parte delle nane brune apparirebbe di colore rossastro all’occhio umano.

La più vicina nana bruna scoperta è WISE 1049-5319, distante 6,5 anni luce. Si tratta in realtà di un sistema binario di nane brune, individuato nel 2013.

Osservazione e classi spettrali

Le nane brune possono essere distinte sulla base delle diverse caratteristiche dei loro spettri. Ciò permette di suddividerle in quattro classi: M, L, T e Y.

Classe M

Alcune nane brune presentano spettri simili a quelle delle stelle di classe M6,5 o successive. Si tratta delle nane brune a più elevata temperatura superficiale (2700–2200 K) e quindi più giovani. Come le stelle di tipo M, i loro spettri sono caratterizzati dall’assenza delle linee dell’idrogeno e dalla debolezza o assenza di linee appartenenti a metalli ionizzati. Sono invece presenti le linee di metalli neutri e di molecole, in particolare le linee dell’ossido di titanio (TiO) e l’ossido di vanadio (VO).

Classe L

La classe L è stata chiamata così perché la lettera L è alfabeticamente la più vicina alla M tra le lettere non ancora utilizzate nella classificazione stellare. La lettera N è infatti già utilizzata per alcune stelle al carbonio. È bene precisare che 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 2 200 e 1 200 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). 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. Anche la classe L, come le altre classi spettrali, è stata suddivisa in 10 sottoclassi, da L0 a L9, aventi temperature superficiali decrescenti: un oggetto è assegnato a una di queste classi sulla base delle caratteristiche delle proprie linee spettrali.

Giova sottolineare che non tutti gli oggetti di classe L sono nane brune, anzi solo un terzo degli oggetti appartenenti a questa classe spettrale lo è. Gli altri due terzi sono costituiti da stelle subnane di piccola massa eccezionalmente fredde. Sembra tuttavia che la temperatura superficiale minima possedute dalle stelle che fondono l’idrogeno sia circa 1.750 K. Ciò significa che le stelle nane più fredde sono di classe L4-6. Gli oggetti appartenenti alle classi successive sono tutti delle nane brune. 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.

Lo studio degli oggetti di classe L è complicato dal fatto che le loro atmosfere sono sufficientemente fredde da permettere la formazione di grani di polvere, che assorbono la radiazione e la riemettono a lunghezze d’onda maggiori. Ciò ha anche degli effetti sul calcolo della temperatura dell’intera atmosfera, che diventa più difficile. I modelli di questi oggetti devono quindi cercare di simulare gli effetti prodotti dai grani di polvere.

Nel 2013 erano state individuate più di 900 nane brune di classe L, per lo più mediante campagne di rilevamento su grandi porzioni della volta celeste, come la Two Micron All Sky Survey (2MASS), la Deep Near Infrared Survey of the Southern (DENIS), la Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e la Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE).

Classe T

La classe T raccoglie oggetti con temperature superficiali comprese fra 700 e 1 300 K. Essi sono di colore rosso intenso fino ad un rosso scuro, quasi cupo, ed emettono gran parte della loro radiazione nell’infrarosso, risultando quindi molto deboli nella banda del visibile. I loro spettri sono dominati dalle linee di assorbimento H e K del metano (CH₄), che sono invece assenti nelle nane di tipo L. Tali linee sono presenti anche negli spettri del pianeti giganti del sistema solare e in quello di Titano.

Le linee del monossido di carbonio sono presenti nelle prime sottoclassi del tipo T, ma scompaiono nelle classi successive alla T4. Sono invece assenti gli idruri (FeH, CrH), che caratterizzano invece gli oggetti di tipo L, mentre sono ancora osservabili i metalli alcalini (K I, Na I), sebbene questi comincino a scomparire intorno alle sottoclassi T7-T8. Un’ulteriore caratteristica degli oggetti di classe T consiste nella condensazione dei grani di polvere presenti nelle atmosfere delle nane di classe L, che in tal modo precipitano nelle zone più interne del corpo celeste. Di conseguenza, le loro atmosfere, a differenza di quelle delle nane di classe L, sono relativamente libere da grani di polvere e pertanto più facilmente studiabili.

A differenza degli oggetti di tipo L, che possono essere sia stelle che nane brune, gli oggetti di tipo T sono tutti nane brune. Nel 2013 erano state individuate 355 nane brune di classe T.

Classe Y

Il miglioramento delle tecniche osservazionali ha permesso di osservare oggetti a temperature via via più basse. Negli anni 2008 e 2009 sono state osservate nane brune con temperature comprese fra 500 e 600 K. Esse furono assegnate alla classe T9. Tuttavia gli spettri di questi corpi celesti presentavano linee di assorbimento intorno ai 1550 nm.

Delorme et al. (2008) suggerirono che esse erano attribuibili alla presenza di ammoniaca; poiché tale composto non era osservabile negli spettri di tipo T, questi studiosi ipotizzarono che esso indicasse la transizione dal tipo T a una nuova classe spettrale, cui assegnarono la lettera Y. Raccolsero di conseguenza le nane osservate, aventi questa caratteristica, nella classe Y0. Cionondimeno, la linea dell’ammoniaca è difficilmente distinguibile da quelle dell’acqua e del metano; pertanto altri autori reputarono l’assegnazione alla classe Y0 come prematura.

Negli anni successivi, tuttavia, sono state osservate nane brune sempre più fredde. Nel febbraio 2011 Luhman et al. diedero notizia della scoperta di un oggetto di massa 7 M_J, in orbita intorno a una nana bianca, la cui temperatura superficiale è di ~300 K. Benché abbia una massa “planetaria”, Rodriguez et al. (2011) hanno sostenuto che è improbabile che l’oggetto si sia formato nel modo in cui si formano i pianeti. Nello stesso mese, Liu et al. osservarono una nana bruna avente una temperatura superficiale di ~300 K in orbita intorno a un’altra nana bruna di piccola massa.

Nel 2013 erano 15 gli oggetti classificati come nane brune di classe Y. La definizione di tale classe era ancora incerta sebbene esistessero dei tentativi di modellare gli oggetti ad essa appartenenti. La sparizione delle linee dei metalli alcalini e la presenza di ammoniaca nello spettro di un oggetto erano considerati come due possibili indizi della loro appartenenza alla classe Y.

Caratteristiche fisiche e teoria evolutiva

Si suppone che la formazione stellare avvenga mediante il collasso di una nube interstellare di gas e polveri. La contrazione della nube aumenta la sua temperatura a causa del rilascio di energia potenziale gravitazionale. Inizialmente, il gas irradia molta della sua energia, permettendo al collasso di continuare, ma a un certo punto la regione centrale della nube diventa sufficientemente densa da intrappolare la radiazione, producendo un ulteriore importante aumento della temperatura, tale da far innescare le reazioni nucleari all’interno della protostella.

La pressione del gas e della radiazione generate dalla fusione termonucleare controbilancia la forza di gravità e quindi previene ogni ulteriore contrazione del nucleo stellare. Viene in tal modo raggiunto un equilibrio idrostatico e la stella fonderà l’idrogeno in elio per buona parte della sua esistenza, rimanendo all’interno della sequenza principale.

Se tuttavia la massa della protostella è inferiore a 0,08 M_☉ la pressione raggiunta all’interno del nucleo non sarà sufficiente a farlo pervenire a temperature tali da innescare le reazioni di fusione prima che la contrazione si arresti a causa della pressione degli elettroni degenerati. Tale pressione impedisce ogni ulteriore contrazione del nucleo e quindi il raggiungimento di condizioni tali da innescare le reazioni nucleari. Il risultato è una “stella fallita”, ossia una nana bruna che si raffredderà lentamente emettendo la sua energia termica interna.

Come distinguere le nane brune da altri corpi celesti

Le nane brune costituiscono uno stadio intermedio fra le stelle e i grandi pianeti gassosi. È quindi importante cercare di elaborare criteri per riconoscere le nane brune in modo da distinguerle sia dalle stelle che dai pianeti.

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

• Il litio è generalmente presente nelle nane brune ma non nelle stelle di piccola massa. Le stelle data la loro alta temperatura interna necessaria per fondere l’idrogeno consumano rapidamente il litio. Ciò avviene quando il litio-7 e un protone collidono fra loro, producendo due atomi di elio-4. La temperatura necessaria per questa reazione è appena inferiore a quella necessaria per la fusione dell’idrogeno. Essendo le stelle di piccola massa totalmente convettive, esse rimescolano gli elementi presenti nell’intero volume della stella e quindi l’assenza delle linee spettrali del litio testimonia l’assenza di litio in ogni parte della stella. Le stelle di massa media, come il Sole, essendo convettive solo negli strati superficiali, possono mantenere il litio in tali strati, dove non vengono raggiunte, a differenza di quanto avviene nel nucleo, temperature sufficienti per consumarlo. Tuttavia queste stelle sono facilmente distinguibili dalle nane brune vista la loro classe spettrale. Questo test ha tuttavia due difetti: le stelle molto giovani non hanno avuto ancora il tempo di bruciare tutto il litio e quindi sono indistinguibili dalle nane brune secondo questo test; inoltre le nane brune aventi massa maggiore di 60 M_J sviluppano temperature sufficienti per consumare il litio, ma insufficienti per innescare reazioni di fusione nucleare stabili.
• Quando le nane brune si raffreddano sufficientemente (<1300 K), nel loro spettro compaiono le linee del metano. Tali linee permettono di distinguere gli oggetti di classe spettrale T, nessuno dei quali è una stella.
• Le nane rosse, per quanto deboli, non scendono mai sotto un limite minimo di luminosità dato che avviene una costante produzione di energia. Le nane brune invece diminuiscono costantemente la loro luminosità durante la loro esistenza e quindi non possiedono un limite minimo di luminosità.

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

Sono diverse le caratteristiche che accomunano le nane brune ai pianeti giganti: come si è detto, esse hanno più o meno il loro stesso raggio, essendo il loro volume governato principalmente dalla pressione degli elettroni degenerati, che diventa dominante in corpi aventi una massa superiore a 2-5 M_J. Inoltre, come nei pianeti, nelle nane brune non avviene la fusione dell’idrogeno. Di conseguenza, è spesso difficile distinguerle dai pianeti. Ci sono tuttavia dei metodi per distinguere una nana bruna da un pianeta.

• Attualmente, l’Unione Astronomica Internazionale annovera fra le condizioni necessarie per essere un pianeta quella di avere una massa inferiore a quella sufficiente per innescare reazioni di fusione nucleare di qualunque tipo, compresa quella del deuterio. Tale limite viene fissato in 13 M_J. Quindi la massa costituisce il criterio fondamentale per distinguere i pianeti dalle nane brune: è necessario che un corpo possieda una massa di almeno 13 M_J per essere classificato come una nana bruna. Tuttavia, il limite delle 13 M_J deve essere inteso più come un’indicazione convenzionale che come una vera misura empirica. Infatti, molti corpi celesti con una massa vicina a questo limite bruciano solo una frazione del deuterio in essi contenuta. Quindi, per una definizione più precisa sarebbe necessario indicare la frazione di deuterio che è necessario che un corpo celeste bruci perché possa essere considerato una nana bruna. Inoltre, la frazione del deuterio bruciata dipende anche da fattori diversi dalla massa: in generale è possibile affermare che quanto più nel corpo celeste vi è abbondanza di deuterio, vi è abbondanza di elio e vi è un’abbondanza di metalli, tanto più sarà alta la frazione di deuterio bruciata, a parità di massa. Ad esempio, un oggetto di 11 M_J e di metallicità tripla rispetto a quella solare brucerà il 10% del suo deuterio, mentre un oggetto di 16,3 M_J in cui siano assenti metalli brucerà il 90% del suo deuterio. Non è chiaro se oggetti come questi debbano essere classificati come pianeti o come nane brune. Un ulteriore problema riguarda gli oggetti che non raggiungono una massa necessaria per innescare qualunque tipo di fusione nucleare (cioè, convenzionalmente, aventi massa inferiore a 13 M_J), ma che non orbitano intorno ad alcuna stella. Sebbene ci sia accordo nel non considerarli nane brune, non è chiaro se debbano essere classificati come pianeti oppure posti in una categoria apposita (per esempio, quella delle sub-nane brune).
• Nelle prime fasi della loro esistenza, grazie alla fusione del deuterio e alla loro maggiore massa, le nane brune riescono a sostenere temperature più alte di quelle dei pianeti. Tali temperature possono essere misurate tramite l’analisi dei loro spettri e tramite il rilevamento dei raggi X. Ciò permette di distinguerle dai pianeti. Tuttavia, quando le nane brune si raffreddano, raggiungono temperature simili a quelle dei pianeti più caldi (~1000 K). In tal modo, esse diventano indistinguibili dai pianeti per mezzo di questo test.

Pianeti intorno a nane brune

Intorno alle nane brune sono stati osservati dischi protoplanetari che sembrano avere le stesse caratteristiche dei dischi protoplanetari orbitanti intorno alle stelle. Date le piccole dimensioni dei dischi di accrescimento attorno alle nane brune, è più probabile lo sviluppo di pianeti di tipo terrestre piuttosto che di giganti gassosi; inoltre, data la vicinanza alla nana bruna, gli effetti mareali su tali pianeti dovrebbero essere molto intensi.

Se un pianeta gigante in orbita attorno a una nana bruna si trovasse sulla stessa linea di vista della nana bruna, il suo transito dovrebbe essere facilmente rilevabile, dato che i due corpi avrebbero approssimativamente lo stesso diametro.

Il primo esopianeta scoperto in orbita intorno a una nana bruna è stato 2M1207 b, osservato per la prima volta nel 2005 presso l’European Southern Observatory. La sua massa è compresa fra 3 e 7 M_J, il che esclude che sia a sua volta una nana bruna. Un altro esempio è 2MASS J044144, una nana bruna di 20 M_J, intorno alla quale orbita un compagno di massa planetaria di 5-10 M_J. Tuttavia questi esopianeti potrebbero non essersi formati a partire da un disco di accrescimento protoplanetario, ma dalla frammentazione e dal collasso gravitazionale della nube di gas da cui ha avuto origine anche la nana bruna.

Ciò è deducibile dalle grandi masse possedute da questi compagni, dalle loro orbite molto larghe e dai tempi di formazione del sistema, che si stima siano stati relativamente brevi. Quindi, almeno secondo alcune definizioni, questi oggetti non sarebbero propriamente pianeti, ma sub-nane brune. Tuttavia nel 2012 è stato osservato il primo oggetto indiscutibilmente classificabile come pianeta intorno a una nana bruna: si tratta di OGLE-2012-BLG-0358Lb, un corpo di (1,9 ± 0,2) M_J orbitante alla distanza di ~0,87 au dalla nana bruna OGLE-2012-BLG-0358L di massa 0,022 M_⊙. La piccola distanza e il piccolo rapporto fra le masse dei due oggetti (0,080 ± 0,001) fa pensare che il compagno si sia formato in un disco protoplanetario intorno alla nana bruna.

Nane brune notevoli

Peculiarità	Nome	Tipo spettrale	RA/Dec	Costellazione	Note
La prima scoperta	LP 944-020	M9	3h 39m 35,220s −35° 25′ 44,09″	Fornace	Identificata nel 1975
La prima riconosciuta come nana bruna	Teide 1	M8	3h 47m 18s 24° 22′ 31″	Toro	Riconosciuta nana bruna nel 1995
La prima scoperta di classe T	Gliese 229 B	T6,5	6h 10m 34,62s −21° 51′ 52,1″	Lepre	Scoperta nel 1995
La prima con un pianeta in orbita	2M1207	M8	12h 7m 33,467s −39° 32′ 54″	Centauro	Scoperta nel 2005
La prima scoperta attorno a una stella normale	Gliese 229 B	T6,5	6h 10m 34,62s −21° 51′ 52,1″	Lepre	Scoperta nel 1995
Prima nana bruna binaria spettroscopica	PPL 15 A, B	M6,5	3h 48m 4,68s +23° 39′ 30,2″	Toro	Scoperta nel 1999
Prima nana bruna binaria di tipo T	Epsilon Indi Ba, Bb	T1 + T6	22h 3m 21,658s −56° 47′ 9,52″	Indiano	Distanza: 3,626 pc
Prima nana bruna tripla	DENIS-P J020529.0-115925 A/B/C	L5, L8 e T0	2h 5m 29,401s −11° 59′ 29,67″	Balena	Scoperta nel 2005
Prima scoperta che emettesse raggi X	Cha Halpha 1	M8	11h 46m 48s −77° 18′ 00″	Camaleonte	Schilling (1998)
Prima scoperta che emettesse onde radio	LP 944-020	M9	3h 39m 35,220s −35° 25′ 44,09″	Fornace	Berger et al. (2001)
La prima confermata compagna di una nana bianca	WD 0137-349 B	T5	01h 39m 42,9s −34° 42′ 37″	Scultore	Maxted et al. (2006)
La più vicina	WISE 1049-5319	L8 / L-T	10h 49m 15,57s −53° 19′ 6″	Vele	Dista 6,5 anni luce
La più fredda	WISE 1828+2650	Y2	18h 28m 31s 26° 50′ 37,79″	Lira	Temperatura di 300 K
La più povera di metalli	2MASS J05325346 8246465	sdL7	5h 32m 53,46s 82° 46′ 46,5″	Gemelli	Appartiene all’alone galattico