b'\n_START_ARTICLE_\nNana bruna\n_START_SECTION_\nStoria delle osservazioni\n_START_PARAGRAPH_\nNel 1963 Shiv Kumar avanz\xc3\xb2 per primo l\'ipotesi che il processo di formazione stellare potesse portare alla comparsa di oggetti che non raggiungono, a causa della loro piccola massa, la temperatura necessaria per la fusione dell\'idrogeno. Inizialmente furono chiamati nane nere, una denominazione che voleva indicare oggetti substellari scuri che fluttuano liberamente nello spazio e che avevano troppa poca massa per sostenere la fusione stabile dell\'idrogeno. Nomi alternativi erano planetar e substella. La denominazione di nana bruna fu proposta per la prima volta nel 1975 da Jill Tarter. _NEWLINE_Le prime teorie sulla natura di questi oggetti suggerivano che gli oggetti di Popolazione I aventi una massa inferiore a 0,07\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 e gli oggetti di popolazione II aventi una massa inferiore a 0,09\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 non sarebbero mai evoluti come normali stelle e sarebbero diventati stelle degeneri. Solo alla fine degli anni ottanta si cominci\xc3\xb2 a comprendere che corpi aventi una massa superiore a circa 0,013\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 erano in grado di fondere il deuterio. Tuttavia, la strumentazione allora disponibile non permetteva l\'individuazione di questi corpi celesti, i quali emettono una debolissima luce nel visibile. Essi infatti emettono la maggior parte della radiazione nell\'infrarosso, ma in quegli anni i rivelatori terrestri di IR erano troppo imprecisi per identificare le nane brune._NEWLINE_Da allora sono stati tentati svariati metodi per la ricerca di questi oggetti. Uno di essi consiste nello scrutare il cielo nei pressi di stelle visibili: poich\xc3\xa9 pi\xc3\xb9 della met\xc3\xa0 delle stelle esistenti sono sistemi binari ci si pu\xc3\xb2 aspettare che la compagna di alcune di esse sia una nana bruna. Inoltre, l\'osservazione visiva della nana bruna non \xc3\xa8 in questi casi necessaria, ma \xc3\xa8 sufficiente il rilevamento della loro presenza mediante il metodo delle velocit\xc3\xa0 radiali. Un altro metodo consiste nell\'osservazione degli ammassi stellari: poich\xc3\xa9 nelle prime fasi della loro esistenza le nane brune sono relativamente pi\xc3\xb9 luminose a causa della fusione del deuterio e poich\xc3\xa9 gli ammassi stellari sono formazioni relativamente giovani, si pu\xc3\xb2 sperare di osservare fra gli oggetti pi\xc3\xb9 deboli e rossi degli ammassi anche delle nane brune. Un terzo metodo consiste nel fatto che anche le stelle di massa pi\xc3\xb9 piccola bruciano il litio entro 100 milioni di anni dalla loro formazione, mentre le nane brune aventi massa inferiore a 0,06\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 non lo bruciano mai. La presenza di litio nello spettro di un corpo costituisce quindi un\'evidenza che si tratti di una nana bruna._NEWLINE_Nonostante molteplici tentativi, gli sforzi per rilevare nane brune furono inizialmente frustranti e fallimentari. Nel 1988, tuttavia, i professori Eric Becklin e Ben Zuckerman della UCLA individuarono una debole compagna della nana bianca GD\xc2\xa0165, alla distanza di 120\xc2\xa0UA dalla principale. Lo spettro di GD 165 B mostrava picchi di radiazione molto spostati verso l\'infrarosso. Divenne chiaro che GD 165 B era un oggetto pi\xc3\xb9 freddo rispetto alla nana rossa meno calda fino ad allora conosciuta, avendo una temperatura superficiale di 2\xc2\xa0100\xc2\xa0K. Non fu subito chiaro se GD 165 B fosse una stella di massa molto piccola oppure una nana bruna. Successivamente si scopr\xc3\xac che, bench\xc3\xa9 la massa di GD 165 B sia vicina a quella di transizione fra le nane brune e le stelle, essa \xc3\xa8 probabilmente una nana bruna._NEWLINE_Per alcuni anni GD 165 B \xc3\xa8 rimasto l\'unico oggetto scoperto aventi le sue peculiari caratteristiche. Nel 1995 tuttavia venne identificato un oggetto le cui propriet\xc3\xa0 permettevano di classificarlo senza dubbio come una nana bruna. Si trattava di Teide 1, la cui scoperta fu annunciata da un articolo pubblicato sulla rivista Nature il 14 settembre 1995. Questo oggetto fu osservato nell\'ammasso delle Pleiadi nel gennaio 1994 tramite le immagini raccolte da un team dell\'Instituto de Astrof\xc3\xadsica de Canarias, che utilizz\xc3\xb2 un telescopio di 80\xc2\xa0cm; successivamente, il suo spettro fu rilevato tramite il William Herschel Telescope di 4,2\xc2\xa0m situato a Roque de los Muchachos (Las Palmas). Nel novembre 1995 Teide\xc2\xa01 fu poi osservata tramite i Telescopi Keck situati nelle isole Hawaii. Lo spettro ricavato tramite questo telescopio e il fatto che la distanza e l\'et\xc3\xa0 delle Pleiadi siano conosciuti ha permesso di determinare che la massa di Teide\xc2\xa01 \xc3\xa8 di circa 55\xc2\xa0MJ, ben al di sotto del limite che divide le stelle dalle nane brune. Inoltre, nello spettro dell\'oggetto \xc3\xa8 stata identificata la linea a 670,8\xc2\xa0nm del litio, indice del fatto che all\'interno del suo nucleo non sono avvenute reazioni termonucleari di fusione dell\'idrogeno. La temperatura superficiale di Teide\xc2\xa01 si aggira intorno ai 2600\xc2\xa0K. Nel 1999, con l\'avvento del 2MASS, il team guidato da J. Davy Kirkpatrick scopr\xc3\xac diversi altri oggetti aventi caratteristiche simili a quelle di GD 165 B e di Teide\xc2\xa01, che vennero raccolti in una nuova classe spettrale, avente la sigla "L"._NEWLINE_Nel frattempo per\xc3\xb2 era stato osservato un oggetto con una temperatura superficiale ancora minore di quella di GD 165 B e di Teide\xc2\xa01: si trattava di Gliese 229 B, la cui scoperta fu annunciata il 1\xc2\xba dicembre 1995 tramite un articolo pubblicato sulla rivista Science. Gliese 229 B \xc3\xa8 la compagna della nana rossa Gliese 229 A e presenta linee di assorbimento del metano a 2\xc2\xa0\xce\xbcm, il che implica una temperatura superficiale inferiore a 1300\xc2\xa0K. La linea del metano era fino ad allora stata osservata solo nell\'atmosfera di pianeti giganti gassosi e nell\'atmosfera di una delle lune di Saturno, Titano. La comparsa di tale linea non \xc3\xa8 dunque prevista alle temperature delle stelle di sequenza principale. Inoltre ci sono indicazioni della presenza di vapore acqueo nell\'atmosfera di Gliese 229 B. Poich\xc3\xa9 la nana bruna ha una grande separazione dalla primaria, la sua orbita non \xc3\xa8 stata ancora definita e quindi la sua massa \xc3\xa8 tuttora incerta. Essa comunque dovrebbe essere compresa fra 30 e 55\xc2\xa0MJ. Gliese 229 B \xc3\xa8 considerata il prototipo delle nane brune di classe spettrale T, aventi temperatura superficiale minore di quelle di classe L._NEWLINE_Dopo queste prime scoperte, le identificazioni di nane brune si sono moltiplicate. Alla fine del 2012 erano conosciute 1812 nane brune. Alcune di esse sono relativamente vicine alla Terra come la coppia \xce\xb5 Indi Ba e Bb, due nane brune gravitazionalmente legate fra loro orbitanti intorno a una stella distante 12\xc2\xa0anni luce dal sistema solare, o come WISE 1049-5319, un sistema binario di nane brune distante 6,5\xc2\xa0anni luce.\n_START_SECTION_\nOsservazione e classi spettrali\n_START_PARAGRAPH_\nLe nane brune possono essere distinte sulla base delle diverse caratteristiche dei loro spettri. Ci\xc3\xb2 permette di suddividerle in quattro classi: M, L, T e Y.\n_START_SECTION_\nClasse M\n_START_PARAGRAPH_\nAlcune nane brune presentano spettri simili a quelle delle stelle di classe M6,5 o successive. Si tratta delle nane brune a pi\xc3\xb9 elevata temperatura superficiale (2700\xe2\x80\x932200\xc2\xa0K) e quindi pi\xc3\xb9 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).\n_START_SECTION_\nGeneralit\xc3\xa0\n_START_PARAGRAPH_\nSi 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 gravit\xc3\xa0 e quindi previene ogni ulteriore contrazione del nucleo stellare. Viene in tal modo raggiunto un equilibrio idrostatico e la stella fonder\xc3\xa0 l\'idrogeno in elio per buona parte della sua esistenza, rimanendo all\'interno della sequenza principale._NEWLINE_Se tuttavia la massa della protostella \xc3\xa8 inferiore a 0,08\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 la pressione raggiunta all\'interno del nucleo non sar\xc3\xa0 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 \xc3\xa8 una "stella fallita", ossia una nana bruna che si raffredder\xc3\xa0 lentamente emettendo la sua energia termica interna.\n_START_SECTION_\nStruttura ed evoluzione\n_START_PARAGRAPH_\nLe nane brune hanno pi\xc3\xb9 o meno tutte lo stesso raggio. Ci\xc3\xb2 \xc3\xa8 dovuto al fatto che la pressione esercitata dagli elettroni degenerati \xc3\xa8 indipendente dalla temperatura e dipendente solo dalla massa. In particolare, il raggio \xc3\xa8 inversamente proporzionale alla radice cubica della massa. Ne consegue che le nane brune pi\xc3\xb9 massicce hanno un raggio che \xc3\xa8 circa 40% minore di quelle di massa pi\xc3\xb9 piccola. Le dimensioni tipiche di una nana bruna sono paragonabili a quelle di Giove. In realt\xc3\xa0, la differenza di raggio fra le diverse nane brune \xc3\xa8 ancora minore. Infatti il nucleo di una nana bruna \xc3\xa8 sufficientemente caldo perch\xc3\xa9 l\'energia cinetica degli elettroni e degli ioni eserciti un\'ulteriore pressione, che si aggiunge a quella degli elettroni degenerati. Poich\xc3\xa9 le nane brune di grande massa si raffreddano pi\xc3\xb9 lentamente di quelle di piccola massa, la pressione ulteriore esercitata dal moto delle particelle del nucleo \xc3\xa8 generalmente maggiore nelle nane brune di grande massa. Questo riduce la differenza di raggio fra le nane brune pi\xc3\xb9 massicce e quelle meno massicce al 25%._NEWLINE_Come le stelle di massa pi\xc3\xb9 piccola (M<0,4\xc2\xa0M\xe2\x98\x89), le nane brune hanno interni totalmente convettivi: ci\xc3\xb2 significa che il trasporto dell\'energia dal nucleo agli strati atmosferici avviene esclusivamente tramite moti convettivi. Tuttavia, nelle nane brune pi\xc3\xb9 vecchie, la temperatura delle zone interne dell\'astro scende in modo sufficiente da permettere la creazione di un nucleo conduttivo._NEWLINE_Nelle prime fasi della sua esistenza una nana bruna, come una protostella, diminuisce il suo raggio. La temperatura del suo nucleo cresce in maniera inversamente proporzionale al raggio stesso. Quando la pressione degli elettroni degenerati diviene dominante, la contrazione si arresta e, conseguentemente, la temperatura del nucleo e quella superficiale non subiscono ulteriori aumenti. La temperatura raggiunta al momento dell\'arresto della contrazione \xc3\xa8 quindi la temperatura massima che la nana bruna raggiunger\xc3\xa0 nel corso della sua esistenza. Il processo di contrazione pu\xc3\xb2 durare fra i 300\xc2\xa0milioni di anni per le nane brune pi\xc3\xb9 massicce (comparabile al tempo che una protostella di piccola massa impiega per entrare nella sequenza principale) e i 10\xc2\xa0milioni di anni per quelle meno massicce. Le temperature raggiunte dal nucleo dopo la contrazione iniziale possono variare da alcuni milioni di K per le nane brune pi\xc3\xb9 massicce a mezzo milione di K per quelle meno massicce. A questo punto la nana bruna comincia a raffreddarsi lentamente. Inizialmente la temperatura interna viene sostenuta dalla fusione del deuterio e, per le nane brune pi\xc3\xb9 massicce, anche dalla fusione del litio. Il processo di raffreddamento viene accelerato dopo l\'esaurimento del deuterio e del litio. Questo avviene dopo circa 5\xc2\xa0miliardi di anni per le nane brune pi\xc3\xb9 massicce, ma dopo solo 100\xc2\xa0milioni di anni per quelle meno massicce._NEWLINE_La progressiva diminuzione della temperatura del nucleo fa diminuire lentamente anche la temperatura superficiale di una nana bruna. Pertanto, mentre le stelle, una volta entrate nella sequenza principale, mantengono pi\xc3\xb9 o meno la loro classe spettrale per gran parte della loro esistenza, le nane brune mutano la loro classe spettrale mano a mano che la temperatura delle loro atmosfere diminuisce. Per esempio, una nana bruna di grande massa inizia la sua esistenza con una temperatura atmosferica vicina ai 3000\xc2\xa0K, dunque come un oggetto appartenente alle ultime sottoclassi della classe spettrale M. Dopo circa 100\xc2\xa0milioni di anni dalla formazione la sua temperatura superficiale comincia a diminuire e dopo un miliardo di anni essa si attesta intorno ai 2000\xc2\xa0K: la nana bruna diventa quindi un oggetto di classe spettrale L. Dopo 10\xc2\xa0miliardi di anni la temperatura superficiale raggiunge i 1500\xc2\xa0K. Le nane brune di massa pi\xc3\xb9 piccola si raffreddano pi\xc3\xb9 rapidamente: dopo 100\xc2\xa0milioni di anni dalla loro nascita hanno una temperatura superficiale di 1500\xc2\xa0K, mentre dopo un miliardo di anni hanno un temperatura inferiore ai 1000\xc2\xa0K e diventano in tal modo oggetti di classe spettrale T. Dato che, per la legge di Stefan-Boltzmann, la luminosit\xc3\xa0 di un corpo \xc3\xa8 proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura, la luminosit\xc3\xa0 di una nana bruna cala progressivamente al calare della sua temperatura. Dato che le nane brune massicce si raffreddano pi\xc3\xb9 lentamente, esse saranno in generale pi\xc3\xb9 facilmente osservabili di quelle meno massicce in quanto saranno in genere pi\xc3\xb9 luminose.\n_START_SECTION_\nSorgenti di raggi X\n_START_PARAGRAPH_\nDal 1999 in avanti sono stati osservati nelle nane brune dei flare di raggi X, suggerendo che sulle loro superfici si verificano fenomeni legati alla riconnessione magnetica tipici delle stelle di piccola massa. La combinazione dei moti convettivi che trasportano l\'energia in superficie con il moto di rotazione, che \xc3\xa8 solitamente molto veloce nelle nane brune, produce un "attorcigliamento" del campo magnetico sulla superficie dell\'astro. Questo produce un accumulo di energia che si libera periodicamente in flare._NEWLINE_La nana bruna LP 944-020, distante 16\xc2\xa0anni luce dal Sole, \xc3\xa8 stata osservata nel 1999 dal telescopio spaziale Chandra per rilevare eventuali emissioni di raggi X. Per le prime nove ore di osservazione non fu rilevata alcun\'emissione, ma a quel punto di ebbe un brillamento, che decadde progressivamente nelle due ore seguenti. L\'assenza di raggi X nel periodo di quiescenza dimostr\xc3\xb2 l\'assenza di una corona intorno al corpo celeste, suggerendo che le corone non si formano pi\xc3\xb9 intorno ad astri aventi una temperatura superficiale di 2\xc2\xa0500\xc2\xa0K come LP 944-020._NEWLINE_Tuttavia, le nane brune possono sviluppare corone nelle prime fasi della loro esistenza (fino a 10-100\xc2\xa0milioni di anni dalla loro nascita), quando sono ancora sufficientemente calde e la loro temperatura \xc3\xa8 sostenuta dalla fusione del deuterio. Nel 2001 la nana bruna TWA 5B, distante 55\xc2\xa0pc dal Sole, \xc3\xa8 stata osservata da Chandra. Essa orbita intorno alla stella pre-sequenza principale TWA 5A, la cui et\xc3\xa0 \xc3\xa8 stimata intorno a 12\xc2\xa0milioni di anni. Chandra rilev\xc3\xb2 un flusso stabile di raggi X dalla nana bruna, la cui provenienza si deve ricercare in una corona avente temperatura di circa 3\xc2\xa0milioni di K. Si presume che tali corone scompaiano dopo alcuni milioni di anni dalla nascita della nana bruna, a causa del progressivo raffreddamento del corpo celeste; ci\xc3\xb2 interrompe il flusso stabile di raggi\xc2\xa0X, ma per diverse centinaia di milioni di anni possano ugualmente presentarsi brillamenti di raggi\xc2\xa0X, come avviene in LP 944-020, causati dalla combinazione dei moti convettivi e del moto di rotazione dell\'astro.\n_START_SECTION_\nMeteorologia\n_START_PARAGRAPH_\nNel 2011 la nana bruna 2MASS J22282889-431026 \xc3\xa8 stata osservata contemporaneamente dai telescopi spaziali Hubble e Spitzer. Si tratta di una nana bruna di classe spettrale T6,5 distante 10,6\xc2\xa0pc, avente una temperatura superficiale di 900\xc2\xa0K. Sono state rivelate variazioni nella maggior parte delle frequenze dell\'infrarosso aventi un periodo di 1,4\xc2\xa0ore. Bench\xc3\xa9 il periodo fosse lo stesso e la curva di luce la medesima, le variazioni erano sfasate fra loro alle diverse lunghezze d\'onda._NEWLINE_Le variazioni sono state interpretate come dovute alla presenza di grandi nubi nell\'atmosfera della nana bruna, delle dimensioni di un pianeta, che schermano la radiazione proveniente dal corpo celeste. Questo, ruotando con un periodo di 1,4\xc2\xa0ore, espone periodicamente la parte interessata dalle nubi e ci\xc3\xb2 riduce la sua luminosit\xc3\xa0. La sfasatura dei periodi di variazione alle diverse lunghezze d\'onda \xc3\xa8 probabilmente determinata dalla presenza di nubi di estensione e conformazione differente a diverse profondit\xc3\xa0 atmosferiche. Ci\xc3\xb2 suggerisce che la meteorologia delle nane brune sufficientemente fredde da permettere la formazioni di nubi opache sia particolarmente movimentata, comparabile a quella di Giove, ma con fenomeni probabilmente pi\xc3\xb9 intensi.\n_START_SECTION_\nCome distinguere le nane brune da altri corpi celesti\n_START_PARAGRAPH_\nLe nane brune costituiscono uno stadio intermedio fra le stelle e i grandi pianeti gassosi. \xc3\x88 quindi importante cercare di elaborare criteri per riconoscere le nane brune in modo da distinguerle sia dalle stelle che dai pianeti.\n_START_SECTION_\nPianeti intorno a nane brune\n_START_PARAGRAPH_\nIntorno 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, \xc3\xa8 pi\xc3\xb9 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._NEWLINE_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._NEWLINE_Il primo esopianeta scoperto in orbita intorno a una nana bruna \xc3\xa8 stato 2M1207 b, osservato per la prima volta nel 2005 presso l\'European Southern Observatory. La sua massa \xc3\xa8 compresa fra 3 e 7\xc2\xa0MJ, il che esclude che sia a sua volta una nana bruna. Un altro esempio \xc3\xa8 2MASS J044144, una nana bruna di 20\xc2\xa0MJ, intorno alla quale orbita un compagno di massa planetaria di 5-10\xc2\xa0MJ. 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. Ci\xc3\xb2 \xc3\xa8 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 \xc3\xa8 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\xc2\xa0\xc2\xb1\xc2\xa00,2)\xc2\xa0MJ orbitante alla distanza di ~0,87\xc2\xa0au dalla nana bruna OGLE-2012-BLG-0358L di massa 0,022\xc2\xa0M\xe2\x8a\x99. La piccola distanza e il piccolo rapporto fra le masse dei due oggetti (0,080 \xc2\xb1 0,001) fa pensare che il compagno si sia formato in un disco protoplanetario intorno alla nana bruna.'