Pitic maro

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare


Piticii maronii sunt un anumit tip de obiect ceresc , având o masă mai mare decât cea a unei planete , dar mai mică de 7,5-8% din masa Soarelui , corespunzătoare 75-80 M J (mase Jupiter), care este considerată masa minimă pentru ca fuziunea hidrogen-1 a stelelor să aibă loc [1] . Limita minimă care separă giganții masivi de gaz și piticii sub-bruni de piticii bruni este de aproximativ 13 M J , limită dincolo de care are loc fuziunea deuteriului , în timp ce dincolo ~ 65 M J are loc și fuziunea litiului [1] .

În primele etape ale vieții lor, majoritatea piticilor bruni generează o anumită energie datorită fuziunii litiu și deuteriu , elemente mult mai ușor de fuzionat decât hidrogenul-1 și care sunt de fapt absente în stelele normale.consumă într-un timp foarte scurt. Prin urmare, prezența litiului este un indiciu puternic că un obiect cu masă redusă este o pitică maro [2] . O altă sursă de energie este contracția lentă a piticii brune, care astfel se încălzește folosind mecanismul Kelvin-Helmholtz [3] .

Piticii bruni sunt împărțiți în funcție de clasificarea lor spectrală : principalele clase utilizate sunt M, L, T și Y, unde cele mai fierbinți sunt colectate în clasa M și cele mai reci din clasa Y [4] . În ciuda numelui lor, majoritatea piticilor bruni ar părea roșiatici pentru ochiul uman [5] .

Cel mai apropiat pitic maro descoperit este WISE 1049-5319 , care se află la 6,5 ani lumină distanță . Este de fapt un sistem binar de pitici bruni, identificat în 2013 [6] [7] .

Istoria observațiilor

Pitica maro Gliese 229 B este punctul de lumină din centrul imaginii, alături de pitica roșie mult mai strălucitoare Gliese 229 A.

În 1963 Shiv Kumar a fost primul care a propus ipoteza că procesul de formare a stelelor ar putea duce la apariția obiectelor care nu ating, datorită masei lor mici, temperatura necesară fuziunii hidrogenului [8] [9] . Inițial au fost numiți pitici negri , o denumire care însemna obiecte sub-stelare întunecate care plutesc liber în spațiu și care aveau o masă prea mică pentru a susține fuziunea stabilă a hidrogenului [8] . Denumirile alternative erau planetar și substella . Numele de pitic maro a fost propus pentru prima dată în 1975 de Jill Tarter [10] .

Teoriile timpurii despre natura acestor obiecte au sugerat că obiectele Populației I având o masă mai mică de 0,07 M ☉ și obiectele Populației II având o masă mai mică de 0,09 M ☉ nu ar evolua niciodată ca stelele normale și ar deveni stele degenerate [8] . Abia la sfârșitul anilor 1980 a început să se înțeleagă că corpurile cu o masă mai mare de aproximativ 0,013 M ☉ au putut fuziona deuteriul . Cu toate acestea, instrumentele disponibile în acel moment nu permiteau identificarea acestor corpuri cerești, care emit o lumină foarte slabă în vizibil . De fapt, ele emit cea mai mare parte a radiației în infraroșu , dar în acei ani detectorii IR terestre erau prea imprecisi pentru a identifica piticii maronii.

De atunci, s-au încercat diverse metode pentru a căuta aceste obiecte. Una dintre ele constă în scanarea cerului în apropierea stelelor vizibile: deoarece mai mult de jumătate din stelele existente sunt sisteme binare, se poate aștepta ca tovarășul unora dintre ele să fie un pitic maro. Mai mult, observarea vizuală a piticii brune nu este necesară în aceste cazuri, dar detectarea prezenței acestora prin metoda vitezei radiale este suficientă. O altă metodă este observarea grupurilor de stele : deoarece în primele etape ale existenței lor piticele brune sunt relativ mai strălucitoare datorită fuziunii cu deuteriu și întrucât grupurile de stele sunt formațiuni relativ tinere, se poate spera să observăm printre cele mai slabe și roșii grupări de culoare maro. pitici. O a treia metodă este că chiar și stelele mici-masa arde de litiu în termen de 100 de milioane de ani de la formarea lor, în timp ce pitice maro cu o masă mai mică de 0,06 M ☉ nu arde. Prezența litiului în spectrul unui corp constituie, prin urmare, dovezi că acesta este o pitică brună [10] .

În ciuda încercărilor multiple, eforturile de detectare a piticilor bruni au fost inițial frustrante și nereușite. Cu toate acestea, în 1988, profesorii UCLA Eric Becklin și Ben Zuckerman au văzut un însoțitor slab al piticului alb GD 165, la o distanță de 120 au din principal [11] . Spectrul GD 165 B a arătat vârfuri de radiații care s-au deplasat mult spre infraroșu. A devenit clar că GD 165 B era un obiect mai rece decât piticul roșu mai puțin fierbinte cunoscut până acum, având o temperatură de suprafață de 2 100 K [11] . Nu a fost clar imediat dacă GD 165 B a fost o stea cu masă foarte mică sau o pitică maro [12] [13] . Ulterior s-a descoperit că, deși masa GD 165 B este apropiată de masa de tranziție dintre piticii bruni și stele, este probabil o pitică maro [14] .

Timp de câțiva ani GD 165 B a rămas singurul obiect descoperit cu propriile sale caracteristici specifice. Cu toate acestea, în 1995, a fost identificat un obiect ale cărui proprietăți i-au permis să fie clasificat fără îndoială ca o pitică maro. A fost Teide 1 , a cărui descoperire a fost anunțată într-un articol publicat în revista Nature la 14 septembrie 1995 [15] . Acest obiect a fost observat în clusterul Pleiadelor în ianuarie 1994 prin intermediul imaginilor colectate de o echipă a Institutului de Astrofizică a Canarelor , care a folosit un telescop de 80 cm; ulterior, spectrul său a fost detectat de telescopul William Herschel de 4,2 m situat la Roque de los Muchachos ( Las Palmas ) [15] . În noiembrie 1995, Teide 1 a fost apoi observat prin telescoapele Keck situate în insulele Hawaii [16] . Spectrul obținut prin acest telescop și faptul că se cunoaște distanța și vârsta Pleiadelor ne-a permis să stabilim că masa Teide 1 este de aproximativ 55 M J , cu mult sub limita care împarte stelele de piticii bruni. În plus, linia a a fost identificată în spectrul obiectului 670,8 nm litiu, indicând faptul că în nucleul său nu au avut loc reacții termonucleare de fuziune cu hidrogen. Temperatura suprafeței Teide 1 este de aproximativ 2600 K [16] . În 1999, odată cu apariția2MASS , echipa condusă de J. Davy Kirkpatrick a descoperit alte câteva obiecte cu caracteristici similare cu cele ale GD 165 B și Teide 1, care au fost colectate într-o nouă clasă spectrală, având inițialele "L" [ 17] .

Dimensiunile relative estimate ale lui Jupiter , piticele brune Gliese 229 B și Teide 1 , piticul roșu Gliese 229 A și Soarele.

Între timp, totuși, a fost observat un obiect cu o temperatură de suprafață chiar mai mică decât cea a GD 165 B și Teide 1: a fost Gliese 229 B , a cărui descoperire a fost anunțată la 1 decembrie 1995 printr-un articol publicat în revista Science [ 18] . Gliese 229 B este însoțitorul piticului roșu Gliese 229 A și are linii de absorbție a metanului la 2 μm , ceea ce implică o temperatură a suprafeței sub 1300 K. Linia de metan a fost observată anterior doar în atmosfera gigantelor gazoase ale planetei și în atmosfera una dintre lunile lui Saturn , Titan . Prin urmare, apariția acestei linii nu este de așteptat la temperaturile stelelor secvenței principale . Mai mult, există indicații ale prezenței vaporilor de apă în atmosfera Gliese 229 B [18] . Deoarece pitica brună are o separare mare de primar, orbita sa nu a fost încă definită și, prin urmare, masa sa este încă incertă. Cu toate acestea, ar trebui să fie între 30 și 55 M J [19] . Gliese 229 B este considerat prototipul piticelor brune din clasa spectrală T, având o temperatură de suprafață mai mică decât cele din clasa L. [17] [20]

După aceste prime descoperiri, identificările piticilor bruni s-au înmulțit. La sfârșitul anului 2012, erau cunoscuți 1812 pitici bruni [21] . Unele dintre ele sunt relativ apropiate de Pământ, cum ar fi perechea ε Indi Ba și Bb, doi pitici bruni legați gravitațional care orbitează o stea la 12 ani lumină distanță de sistemul solar [22] , sau ca WISE 1049-5319 , un sistem binar de pitici maronii la 6,5 ​​ani lumină distanță [6] .

Observație și clase spectrale

Piticii bruni se pot distinge pe baza diferitelor caracteristici ale spectrelor lor. Acest lucru le permite să fie împărțite în patru clase: M, L, T și Y.

Clasa M

Pitic maro clasa M

Unele pitice brune prezintă spectre similare cu cele din clasa M6.5 sau stele ulterioare. Acestea sunt piticii maronii cu cea mai ridicată temperatură a suprafeței ( 2 700 –2 200 K [23] ) și, prin urmare, mai tineri. La fel ca stelele de tip M , spectrele lor se caracterizează prin absența liniilor de hidrogen și slăbiciunea sau absența liniilor aparținând metalelor ionizate. În schimb, există linii de metale și molecule neutre, în special linii de oxid de titan (TiO) și oxid de vanadiu (VO) [24] [25] .

Clasa L

Imaginea artistică a unui obiect din clasa L

Clasa L a fost denumită astfel deoarece litera L este alfabetic cea mai apropiată de M a literelor care nu au fost încă utilizate în clasificarea în stele . Litera N este de fapt deja utilizată pentru unele stele de carbon [17] . Cu toate acestea, trebuie remarcat faptul că L nu înseamnă „ litiu ”, deoarece multe dintre obiectele din clasa L nu prezintă liniile acestui element în spectrele lor. Au temperaturi de suprafață cuprinse între 2 200 și 1 200 K [23] , au o culoare roșie deschisă până la o culoare roșie intensă și emit cea mai mare parte a radiației lor în infraroșu . Moleculele și metalele neutre domină în spectrul lor, în special hidrurile (FeH, CrH, MgH, CaH) și metalele alcaline ( Na I, K I, Cs I, Rb I) [26] [27] . Pe de altă parte, oxidul de titan (TiO) și oxidul de vanadiu (VO) nu sunt prezenți, care în schimb caracterizează spectrul stelelor de tip M mai puțin fierbinți. Chiar și clasa L, ca și celelalte clase spectrale, a fost împărțită în 10 subclase, de la L0 la L9, având temperaturi de suprafață descrescătoare: un obiect este atribuit uneia dintre aceste clase pe baza caracteristicilor liniilor sale spectrale [27] .

Trebuie remarcat faptul că nu toate obiectele din clasa L sunt pitici maronii, într-adevăr doar o treime din obiectele aparținând acestei clase spectrale sunt. Celelalte două treimi sunt formate din stele sub- pitice excepțional de reci, cu masă mică. Cu toate acestea, se pare că temperatura minimă a suprafeței pe care o au stelele care topesc hidrogenul este de aproximativ 1.750 K. Aceasta înseamnă că cele mai reci stele pitice sunt de clasa L4-6. Obiectele aparținând următoarelor clase sunt toate pitici maronii [27] . Nu este exclus faptul că chiar și un număr mic de stele cu masă mare pot fi de clasa L, dar formarea unor astfel de stele nu are loc în conformitate cu mecanismele normale de formare a stelelor , ci prin mecanisme exotice, cum ar fi fuziunea a doi super-giganți. Un exemplu este poate V838 Monocerotis [28] .

Studiul obiectelor din clasa L este complicat de faptul că atmosferele lor sunt suficient de reci pentru a permite formarea boabelor de praf, care absorb radiația și o re-emit la lungimi de undă mai mari . Acest lucru are, de asemenea, un efect asupra calculării temperaturii întregii atmosfere, care devine mai dificilă. Prin urmare, modelele acestor obiecte trebuie să încerce să simuleze efectele produse de boabele de praf [23] .

În 2013, au fost identificate peste 900 de pitici maronii din clasa L [21] , în special prin campanii de supraveghere pe porțiuni mari ale bolții cerești, cum ar fi Two Micron All Sky Survey ( 2MASS ), Deep Near Infrared Survey of the Southern ( DENIS ), Sloan Digital Sky Survey ( SDSS ) și sondajul realizat de WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer).

Exemple: VW Hydri , binar 2MASSW J0746425 + 2000321 , a cărui componentă A este o stea mică din clasa L și componenta B este o pitică maro din clasa L [29] , LSR 1610-0040 (subnana) [30] .

Clasa T

Imagine artistică a unui pitic de clasa T.

Clasa T colectează obiecte cu temperaturi de suprafață cuprinse între 700 și 1 300 K [31] . Ele au o culoare roșie intensă până la un roșu închis, aproape întunecat și emit cea mai mare parte a radiației lor în infraroșu, rezultând, prin urmare, foarte slab în banda vizibilă. Spectrele lor sunt dominate de liniile de absorbție H și K ale metanului (CH 4 ), care sunt în schimb absente la piticii de tip L. Aceste linii sunt prezente și în spectrele planetelor uriașe ale sistemului solar și în cea din Titan . Liniile de monoxid de carbon sunt prezente în primele subclase de tip T, dar dispar în clasele de după T4. Pe de altă parte, hidrurile (FeH, CrH) sunt absente, care caracterizează obiectele de tip L, în timp ce metalele alcaline (KI, Na I) sunt încă observabile, deși acestea încep să dispară în jurul subclaselor T7-T8 [31] [32 ] . O altă caracteristică a obiectelor din clasa T constă în condensarea boabelor de praf prezente în atmosferele piticilor din clasa L, care astfel precipită în zonele cele mai interioare ale corpului ceresc. În consecință, atmosferele lor, spre deosebire de cele ale piticilor din clasa L, sunt relativ libere de boabe de praf și, prin urmare, sunt mai ușor de studiat [31] .

Spre deosebire de obiectele de tip L, care pot fi atât stele, cât și pitici maronii, obiectele de tip T sunt toate pitici maronii. În 2013, au fost identificate 355 de pitici bruni clasa T [21] .

Exemple: SIMP 0136 (cel mai strălucitor pitic de clasă T descoperit în emisfera nordică [33] ), ε Indi Ba și Bb.

Clasa Y

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: piticul sub-brun și planeta interstelară .
Imagine artistică a unui pitic de clasa Y

Îmbunătățirea tehnicilor de observație a făcut posibilă observarea obiectelor la temperaturi mai mici treptat. În anii 2008 și 2009, s-au observat pitici bruni cu temperaturi cuprinse între 500 și 600 K [34] [35] . Au fost repartizați la clasa T9. Cu toate acestea, spectrele acestor corpuri cerești au prezentat linii de absorbție în jurul valorii de 1550 nm [35] . Delorme și colab. (2008) au sugerat că acestea pot fi atribuite prezenței amoniacului ; deoarece acest compus nu a fost observabil în spectrele de tip T, acești cercetători au emis ipoteza că indică trecerea de la tipul T la o nouă clasă spectrală, căreia i-au atribuit litera Y. În consecință, au colectat piticii observați, având această caracteristică, în clasa Y0 [36] . Cu toate acestea, linia de amoniac este greu de distins de cele de apă și metan [35] ; prin urmare, alți autori au considerat atribuirea clasei Y0 ca prematură [34] .

Cu toate acestea, în anii următori s-au observat pitici maronii din ce în ce mai reci [37] . În februarie 2011 Luhman și colab. a raportat descoperirea unui obiect de masă 7 M J , orbitând o pitică albă, a cărei temperatură de suprafață este ~ 300 K [38] . Deși are o masă „planetară”, Rodriguez și colab. (2011) au susținut că este puțin probabil ca obiectul să se fi format așa cum se formează planetele [39] . În aceeași lună, Liu și colab. a observat o pitică maro având o temperatură de suprafață de ~ 300 K orbitând o altă pitică maro cu masă mică [40] .

În 2013, 15 obiecte au fost clasificate drept pitici maronii clasa Y [21] . Definiția acestei clase era încă incertă, deși au existat încercări de modelare a obiectelor care îi aparțin [41] . Dispariția liniilor de metale alcaline și prezența amoniacului în spectrul unui obiect au fost considerate ca două indicații posibile ale apartenenței lor la clasa Y [42] [43] .

WISE 0458 + 6434 este o pitică maro excepțional de rece descoperită de WISE . În fotografie apare ca un punct verde, deoarece pe această culoare sunt mapate frecvențele infraroșii .

Dintre piticii bruni clasa Y descoperiți WISE 1828 + 2650 , observați pentru prima dată în 2011, s-au dovedit a fi deosebit de reci. Nu emite nicio radiație în banda vizibilă și temperatura sa de suprafață a fost estimată a fi sub i 300 K (adică mai puțin de 27 ° C ) [44] . Estimările ulterioare ale temperaturii sale atmosferice îl plasează în intervalul cuprins între 240 și 400 K (adică între -23 și +127 ° C) [45] . În 2014, un pitic maro sub-pitic clasa Y la 7,2 al de Pământ, WISE 0855-0714 . Cu o temperatură cuprinsă între -48 și -13 ° C, este cea mai rece pitică brună descoperită, în plus, distanța sa îl plasează pe locul patru printre cele mai apropiate obiecte extrasolare de Pământ [46] .

Caracteristicile fizice și teoria evoluției

Generalitate

Formarea stelelor ar trebui să aibă loc prin prăbușirea unui nor interstelar de gaz și praf. Contracția norului își mărește temperatura datorită eliberării energiei potențiale gravitaționale . Inițial, gazul radiază o mare parte din energie, permițând continuarea prăbușirii, dar la un moment dat regiunea centrală a norului devine suficient de densă pentru a prinde radiația, producând o creștere majoră a temperaturii, astfel încât să declanșeze deloc reacții nucleare. în interiorul protostelului . Presiunea gazului și a radiației generate de fuziunea termonucleară contrabalansează forța gravitațională și previne astfel orice contracție suplimentară a miezului stelar. Se obține astfel un echilibru hidrostatic și steaua va fuziona hidrogenul cu heliu pentru cea mai mare parte a existenței sale, rămânând în secvența principală [3] [47] .

Cu toate acestea, în cazul în care masa protostea este mai mică de 0,08 M ☉ presiunea atinsă în interiorul nucleului nu va fi suficientă pentru a face ajunge la temperaturi cum să declanșeze reacțiile de fuziune , înainte de contracția se oprește din cauza presiunea electronilor degenerate . Această presiune previne orice contracție suplimentară a nucleului și, prin urmare, realizarea unor condiții de natură să declanșeze reacții nucleare. Rezultatul este o „stea eșuată”, adică o pitică maro care se va răci încet emițând energia sa termică internă [3] .

Geneză

Încă nu este pe deplin clar care este mecanismul exact prin care se formează piticii bruni. Au fost propuse cinci scenarii diferite, care nu se exclud reciproc [48] :

  • acestea s-ar putea forma, ca și stelele, din cauza prăbușirii gravitaționale a norilor moleculari de gaz din spațiul interstelar , care totuși au o masă insuficientă (<0,08 M ☉ ) pentru a declanșa reacții de fuziune nucleară în interiorul lor. Întrucât norii acestei mase ating rar densitatea necesară prăbușirii gravitaționale, se pare că astfel de procese de formare apar rar [48] .
  • acestea ar putea fi rezultatul fragmentării nucleelor ​​protostelare de masă mare, care, fiind instabile, s-ar împărți în doi sau mai mulți nuclei mai mici. Unele dintre aceste nuclee pot avea dimensiuni prea mici pentru a declanșa fuziunea hidrogenului [49] .
  • ar putea să-și înceapă existența ca planete cu masă mare în cadrul discurilor protoplanetare și apoi să fie expulzați într-o etapă ulterioară a dezvoltării sistemului după fragmentarea discului [50] .
  • și-ar putea începe existența ca nuclee ale viitoarelor stele normale din interiorul discurilor de acumulare, dar ar putea fi ulterior aruncate și separate de discul propriu-zis înainte de a ajunge la condițiile de declanșare a fuziunii termonucleare [51] [52] .
  • și-ar putea începe existența ca nuclee normale de disc de acumulare protostelară în cadrul unor asociații OB mari. Cu toate acestea, radiațiile ionizante de la una sau mai multe stele O sau B din apropiere ar putea eroda discurile înainte ca obiectul central să acumuleze suficientă masă pentru a declanșa fuziunea hidrogenului [53] .

Dovezi indirecte și directe ale discurilor de acumulare în jurul tinerilor pitici bruni au fost colectate prin numeroase observații [54] [55] . Descoperirea unor astfel de discuri de acumulare poate aduce o nouă lumină atât asupra proceselor de formare a piticilor bruni, cât și asupra existenței unor posibile planete în jurul lor.

Structura și evoluția

Piticii maronii au toți mai mult sau mai puțin aceeași rază . Acest lucru se datorează faptului că presiunea exercitată de electroni degenerați este independentă de temperatură și depinde doar de masă. În special, raza este invers proporțională cu rădăcina cubică a masei. Rezultă că cele mai masive pitice brune au o rază cu aproximativ 40% mai mică decât cele din cea mai mică masă. Mărimea tipică a unei pitice brune este comparabilă cu cea a lui Jupiter. În realitate, diferența de rază între diferitele pitici maronii este chiar mai mică. De fapt, nucleul unei pitice brune este suficient de fierbinte pentru ca energia cinetică a electronilor și a ionilor să exercite o presiune suplimentară, care se adaugă la cea a electronilor degenerați. Deoarece piticii maronii cu masă mare se răcesc mai lent decât cei cu masă mică, presiunea suplimentară exercitată de mișcarea particulelor de bază este, în general, mai mare la piticii maronii cu masă mare. Aceasta reduce diferența de rază între piticii maronii mai masivi și mai puțin masivi la 25% [56] .

Piticul maro binar Kelu-1 , la 55 de ani lumină distanță, rezolvat de telescopul spațial Hubble. Masele celor două componente sunt respectiv 61 și 55 M J.

La fel ca stelele cu masă mai mică (M <0,4 M ☉ ), piticele brune au interioare total convective : aceasta înseamnă că transportul energiei de la nucleu la straturile atmosferice are loc exclusiv prin mișcări convective [57] . Cu toate acestea, la piticii maronii mai vechi, temperatura interiorului stelei scade suficient pentru a permite crearea unui miez conductiv [58] .

În stadiile incipiente ale existenței sale, o pitică maro, cum ar fi un protostar, își scade raza. Temperatura miezului său crește invers proporțional cu raza în sine. Când presiunea electronilor degenerați devine dominantă, contracția se oprește și, în consecință, temperatura miezului și a suprafeței nu suferă alte creșteri. Temperatura atinsă atunci când contracția se oprește este, prin urmare, temperatura maximă pe care pitica brună o va atinge în cursul existenței sale. Procesul de contracție poate dura între 300 de milioane de ani pentru cele mai masive pitici maronii (comparabil cu timpul necesar unei protostele cu masă redusă pentru a intra în secvența principală) și 10 milioane de ani pentru cele mai puțin masive. Temperaturile atinse de miez după contracția inițială pot varia de la câteva milioane de K pentru cele mai masive pitice brune la jumătate de milion de K pentru cele mai puțin masive. În acest moment pitica maro începe să se răcească încet. Inițial, temperatura internă este susținută de fuziunea deuteriului și, pentru piticii maronii mai masivi, de asemenea, de fuziunea litiului. Procesul de răcire este accelerat după epuizarea deuteriului și litiului. Acest lucru se întâmplă după aproximativ 5 miliarde de ani pentru piticii maronii mai masivi, dar după doar 100 de milioane de ani pentru cei mai puțin masivi [56] [58] .

Scăderea progresivă a temperaturii miezului scade încet și temperatura suprafeței unui pitic maro. Prin urmare, în timp ce stelele, odată ce intră în secvența principală, își păstrează mai mult sau mai puțin clasa spectrală pentru cea mai mare parte a existenței lor, piticii bruni își schimbă clasa spectrală pe măsură ce temperatura atmosferelor lor scade. De exemplu, o pitică maro cu masă mare își începe existența cu o temperatură atmosferică apropiată de 3000 K, deci ca obiect aparținând ultimelor subclase din clasa spectrală M. După aproximativ 100 de milioane de ani de la formarea sa, temperatura suprafeței sale începe să scade și după un miliard de ani este în jur de 2000 K: pitica brună devine astfel un obiect de clasă spectrală L. După 10 miliarde de ani temperatura suprafeței ajunge la 1500 K. Piticii maronii cu masă mai mică se răcesc mai rapid: după 100 de milioane de ani de la naștere au o temperatură de suprafață de 1500 K, în timp ce după un miliard de ani au o temperatură sub 1000 K și astfel devin obiecte din clasa spectrală T [56] [58] . Deoarece, conform legii Stefan-Boltzmann , luminozitatea unui corp este proporțională cu a patra putere a temperaturii sale, luminozitatea unui pitic maro scade progresiv pe măsură ce temperatura acestuia scade. Deoarece piticii maronii masivi se răcesc mai lent, în general vor fi mai ușor de observat decât cei mai puțin masivi, deoarece vor fi de obicei mai luminoși.

Surse de raze X

imaginea LP 944-020 înainte și în timpul sablării

Din 1999 încoace, s - au observat rachete cu raze X la piticii maronii, sugerând că fenomenele de reconectare magnetică tipice stelelor cu masă mică apar pe suprafața lor. Combinația mișcărilor convective care transportă energia la suprafață cu mișcarea de rotație, care este de obicei foarte rapidă la piticii maronii, produce o „răsucire” a câmpului magnetic de pe suprafața stelei. Aceasta produce o acumulare de energie care este eliberată periodic în flăcări.

Pitica brună LP 944-020 , la 16 ani lumină distanță de Soare, a fost observată în 1999 de telescopul spațial Chandra pentru a detecta orice emisie de raze X. În primele nouă ore de observare, nu a fost detectată nicio emisie, dar în acel moment a existat o erupție care a scăzut treptat în următoarele două ore. Absența razelor X în perioada de repaus a demonstrat absența unei coroane în jurul corpului ceresc, sugerând că coroanele nu se mai formează în jurul stelelor cu o temperatură de suprafață de 2 500 K ca LP 944-020 [59] [60] .

Tuttavia, le nane brune possono sviluppare corone nelle prime fasi della loro esistenza (fino a 10-100 milioni di anni dalla loro nascita), quando sono ancora sufficientemente calde e la loro temperatura è sostenuta dalla fusione del deuterio. Nel 2001 la nana bruna TWA 5B, distante 55 pc dal Sole, è stata osservata da Chandra. Essa orbita intorno alla stella pre-sequenza principale TWA 5A, la cui età è stimata intorno a 12 milioni di anni. Chandra rilevò un flusso stabile di raggi X dalla nana bruna, la cui provenienza si deve ricercare in una corona avente temperatura di circa 3 milioni di K [61] . Si presume che tali corone scompaiano dopo alcuni milioni di anni dalla nascita della nana bruna, a causa del progressivo raffreddamento del corpo celeste; ciò interrompe il flusso stabile di raggi X, ma per diverse centinaia di milioni di anni possano ugualmente presentarsi brillamenti di raggi X, come avviene in LP 944-020, causati dalla combinazione dei moti convettivi e del moto di rotazione dell'astro [61] .

Meteorologia

Nel 2011 la nana bruna 2MASS J22282889-431026 è stata osservata contemporaneamente dai telescopi spaziali Hubble e Spitzer . Si tratta di una nana bruna di classe spettrale T6,5 distante 10,6 pc , avente una temperatura superficiale di 900 K . Sono state rivelate variazioni nella maggior parte delle frequenze dell'infrarosso aventi un periodo di 1,4 ore. Benché il periodo fosse lo stesso e la curva di luce la medesima, le variazioni erano sfasate fra loro alle diverse lunghezze d'onda [62] [63] .

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 ore, espone periodicamente la parte interessata dalle nubi e ciò riduce la sua luminosità. La sfasatura dei periodi di variazione alle diverse lunghezze d'onda è probabilmente determinata dalla presenza di nubi di estensione e conformazione differente a diverse profondità atmosferiche [62] [63] . Ciò 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 più intensi [64] .

Come distinguere le nane brune da altri corpi celesti

Le nane brune costituiscono uno stadio intermedio fra le stelle ei 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

La stella binaria 2MASSW J0746425+2000321 , risolta da diversi telescopi. Le sue componenti sono una nana di tipo L e una nana bruna avente una massa di 0,066 M ⊙ . La principale ha una massa di 0,085 M ☉ , appena sufficiente per innescare i processi di fusione dell'idrogeno.
  • 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 [65] . 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[66] .
  • 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 [31] .
  • 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 [67] . 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.

La stella GQ Lupi e la sua compagna GQ Lupi b . La massa di quest'ultima non è stata ancora determinata con precisione ed è compresa fra 1 e 40 M J . Non è quindi ancora chiaro se si tratti di un pianeta o di una nana bruna.
  • 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 [68] . 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 [69] . 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 [69] . 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 ) [68] .
  • 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

Immagine artistica di un disco di polveri e gas attorno a una nana bruna.

Intorno alle nane brune sono stati osservati dischi protoplanetari che sembrano avere le stesse caratteristiche dei dischi protoplanetari orbitanti intorno alle stelle [70] . 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 [71] .

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 [72] .

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 [73] . 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 [74] . 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 [74] [75] . 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 [75] .

Nane brune notevoli

Nane brune notevoli e prime nane brune scoperte
Peculiarità Nome Tipo spettrale RA/Dec Costellazione Note
La prima scoperta LP 944-020 M9 3 h 39 m 35,220 s
−35° 25′ 44,09″		 Fornace Identificata nel 1975 [76]
La prima riconosciuta come nana bruna Teide 1 M8 3 h 47 m 18 s
24° 22′ 31″		 Toro Riconosciuta nana bruna nel 1995 [15]
La prima scoperta di classe T Gliese 229 B T6,5 6 h 10 m 34,62 s
−21° 51′ 52,1″		 Lepre Scoperta nel 1995 [18]
La prima con un pianeta in orbita 2M1207 M8 12 h 7 m 33,467 s
−39° 32′ 54″		 Centauro Scoperta nel 2005 [73]
La prima scoperta attorno a una stella normale Gliese 229 B T6,5 6 h 10 m 34,62 s
−21° 51′ 52,1″		 Lepre Scoperta nel 1995 [18]
Prima nana bruna binaria spettroscopica PPL 15 A, B M6,5 3 h 48 m 4,68 s
+23° 39′ 30,2″		 Toro Scoperta nel 1999 [77]
Prima nana bruna binaria di tipo T Epsilon Indi Ba, Bb T1 + T6 22 h 3 m 21,658 s
−56° 47′ 9,52″		 Indiano Distanza: 3,626 pc [78]
Prima nana bruna tripla DENIS-P J020529.0-115925 A/B/C L5, L8 e T0 2 h 5 m 29,401 s
−11° 59′ 29,67″		 Balena Scoperta nel 2005 [79]
Prima scoperta che emettesse raggi X Cha Halpha 1 M8 11 h 46 m 48 s
−77° 18′ 00″		 Camaleonte Schilling (1998) [80]
Prima scoperta che emettesse onde radio LP 944-020 M9 3 h 39 m 35,220 s
−35° 25′ 44,09″		 Fornace Berger et al. (2001) [81]
La prima confermata compagna di una nana bianca WD 0137-349 B T5 01 h 39 m 42,9 s
−34° 42′ 37″		 Scultore Maxted et al. (2006) [82]
La più vicina WISE 1049-5319 L8 / LT 10 h 49 m 15,57 s
−53° 19′ 6″		 Vele Dista 6,5 anni luce
La più fredda WISE 1828+2650 Y2 18 h 28 m 31 s
26° 50′ 37,79″		 Lira Temperatura di 300 K [44]
La più povera di metalli 2MASS J05325346 8246465 sdL7 5 h 32 m 53,46 s
82° 46′ 46,5″		 Gemelli Appartiene all' alone galattico [83]

Note

  1. ^ a b Nicholos Wethington, Dense Exoplanet Creates Classification Calamity , su universetoday.com , 6 ottobre 2008. URL consultato il 7 ottobre 2013 .
  2. ^ Ken Croswell, How Lithium Strips Brown Dwarfs of Their Red Disguise , su kencroswell.com . URL consultato il 7 ottobre 2013 .
  3. ^ a b c Jim Schombert, Star formation , su Birth and Death of Stars , University of Oregon. URL consultato il 7 ottobre 2013 .
  4. ^ AJ Burgasser, Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters ( PDF ), in Physics Today , vol. 61, n. 6, 2008, pp. 70-71, DOI : 10.1063/1.2947658 . URL consultato il 7 ottobre 2013 (archiviato dall' url originale l'8 maggio 2013) .
  5. ^ Fraser Cain, If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs? , su universetoday.com , 6 gennaio 2009. URL consultato il 7 ottobre 2013 .
  6. ^ a b Barbara K. Kennedy, The Closest Star System Found in a Century , su science.psu.edu , PennState, 11 marzo 2013. URL consultato il 7 ottobre 2013 (archiviato dall' url originale il 7 aprile 2013) .
  7. ^ Phil Plait , Howdy, Neighbor! New Twin Stars Are Third Closest to the Sun , su slate.com , Bad Astronomy blog, 11 marzo 2013. URL consultato il 7 ottobre 2013 .
  8. ^ a b c Shiv Kumar, The Structure of Stars of Very Low Mass , in Astrophysical Journal , vol. 137, 1963, pp. 1121-1125, DOI : 10.1086/147589 . URL consultato il 10 ottobre 2013 .
  9. ^ Shiv Kumar, The Helmholtz-Kelvin Time Scale for Stars of Very Low Mass , in Astrophysical Journal , vol. 137, 1963, pp. 1126-1128, DOI : 10.1086/147590 . URL consultato il 10 ottobre 2013 .
  10. ^ a b Gibor Basri, The discovery of Brown Dwarf ( PDF ), su astro.berkeley.edu , University of California, Berkeley Astronomy Department. URL consultato il 7 ottobre 2013 .
  11. ^ a b EE Becklin e B. Zuckerman, A low-temperature companion to a white dwarf star , in Nature , vol. 336, 1988, pp. 656-658, DOI : 10.1038/336656a0 . URL consultato il 13 ottobre 2013 .
  12. ^ B. Zuckerman e EE Becklin, Companions to white dwarfs - Very low-mass stars and the brown dwarf candidate GD 165B , in Astrophysical Journal , vol. 386, 1992, pp. 260-264, DOI : 10.1086/171012 . URL consultato il 13 ottobre 2013 .
  13. ^ JD Kirkpatrick, TJ Henry e J. Liebert, The unique spectrum of the brown dwarf candidate GD 165B and comparison to the spectra of other low-luminosity objects , in Astrophysical Journal , vol. 406, n. 2, 1993, pp. 701-707, DOI : 10.1086/172480 . URL consultato il 13 ottobre 2013 .
  14. ^ JD Kirkpatrick et al. , An Improved Optical Spectrum and New Model FITS of the Likely Brown Dwarf GD 165B , in The Astrophysical Journal , vol. 519, n. 2, 1999, pp. 834-843, DOI : 10.1086/307380 . URL consultato il 21 ottobre 2013 .
  15. ^ a b c R. Rebolo, MR Zapatero Osorio e EL Martín, Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster , in Nature , vol. 377, n. 6545, 1995, pp. 129-131, DOI : 10.1038/377129a0 . URL consultato il 21 ottobre 2013 .
  16. ^ a b R. Rebolo et al. , Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test , in Astrophysical Journal Letters , vol. 469, 1996, pp. L53-L56, DOI : 10.1086/310263 . URL consultato il 22 ottobre 2013 .
  17. ^ a b c JD Kirkpatrick et al. , Dwarfs Cooler than ``M : The Definition of Spectral Type ``L Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS) , in The Astrophysical Journal , vol. 519, n. 2, 1999, pp. 802-833, DOI : 10.1086/307414 . URL consultato il 21 ottobre 2013 .
  18. ^ a b c d BR Oppenheimer et al. , Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B , in Science , vol. 270, n. 5241, 1995, pp. 1478-1479, DOI : 10.1126/science.270.5241.1478 . URL consultato il 21 ottobre 2013 .
  19. ^ MS Marley et al. , Atmospheric, Evolutionary, and Spectral Models of the Brown Dwarf Gliese 229 B , in Science , vol. 272, n. 5270, 1996, pp. 1919-1921, DOI : 10.1126/science.272.5270.1919 . URL consultato il 28 ottobre 2013 .
  20. ^ 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 28 ottobre 2013 .
  21. ^ a b c d C. Gelino, JD Kirkpatrick e A. Burgasser, DwarfArchives.org: Photometry, spectroscopy, and astrometry of M, L, and T dwarfs , su spider.ipac.caltech.edu , caltech.edu. URL consultato il 28 ottobre 2013 (archiviato dall' url originale l'11 maggio 2019) .
  22. ^ SIMBAD Query Result: eps Ind B -- Brown Dwarf , su SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 29 ottobre 2013 .
  23. ^ a b c Neill Reid, L dwarf characteristics , su www-int.stsci.edu , Space Telescope Science Institute. URL consultato il 4 novembre 2013 (archiviato dall' url originale il 21 maggio 2013) .
  24. ^ Morgan-Keenan Spectral Classification , su zebu.uoregon.edu . URL consultato il 4 novembre 2013 (archiviato dall' url originale il 7 marzo 2013) .
  25. ^ Neill Reid, Spectral Classification of late-type dwarfs , su www-int.stsci.edu , Space Telescope Science Institute. URL consultato il 4 novembre 2013 .
  26. ^ 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 .
  27. ^ a b c 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 .
  28. ^ A. Evans et al. , V838 Mon: an L supergiant? , in Monthly Notice of the Royal Astronomical Society , vol. 343, n. 3, agosto 2003, pp. 1054-1056, DOI : 10.1046/j.1365-8711.2003.06755.x . URL consultato il 19 novembre 2013 .
  29. ^ Ultra-cool Diminutive Star Weighs In , su hubblesite.org , HubbleSite, 15 giugno 2004. URL consultato il 4 dicembre 2020 .
  30. ^ Sébastien Lépine, Michael Rich e Michael Shara, LSR 1610-0040: The First Early-Type L Subdwarf , in The Astrophysical Journal , vol. 591, n. 1, 2003, pp. L49-L52, DOI : 10.1086/377069 . URL consultato il 19 novembre 2013 .
  31. ^ a b c d A. Burgasser et al. , The Spectra of T Dwarfs. I. Near-Infrared Data and Spectral Classification , in The Astrophysical Journal , vol. 564, n. 1, 2002, pp. 421-451, DOI : 10.1086/324033 . URL consultato il 25 novembre 2013 .
  32. ^ TR Geballe et al. , Toward Spectral Classification of L and T Dwarfs: Infrared and Optical Spectroscopy and Analysis , in The Astrophysical Journal , vol. 564, n. 1, 2002, pp. 466-481, DOI : 10.1086/324078 . URL consultato il 27 novembre 2013 .
  33. ^ 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 27 novembre 2013 .
  34. ^ a b 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 29 novembre 2013 .
  35. ^ a b c SK Leggett et al. , The Physical Properties of Four ~600 KT Dwarfs , in The Astrophysical Journal , vol. 695, n. 2, 2009, pp. 1517-1526, DOI : 10.1088/0004-637X/695/2/1517 . URL consultato il 29 novembre 2013 .
  36. ^ Delorme et al. , CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the TY brown dwarf transition? , in Astronomy and Astrophysics , vol. 482, n. 3, 2008, pp. 961-971, DOI : 10.1051/0004-6361:20079317 . URL consultato il 29 novembre 2013 .
  37. ^ P. Eisenhardt et al. , Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 µm , in The Astronomical Journal , vol. 139, n. 6, 2010, pp. 2455-2464, DOI : 10.1088/0004-6256/139/6/2455 . URL consultato il 2 dicembre 2013 .
  38. ^ KL Luhman, AJ Burgasser e JJ Bochanski, Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 730, n. 1, 2011, pp. L9, DOI : 10.1088/2041-8205/730/1/L9 . URL consultato il 2 dicembre 2013 .
  39. ^ David R. Rodriguez, B. Zuckerman, Carl Melis e Inseok Song, The Ultra Cool Brown Dwarf Companion of WD 0806-661B: Age, Mass, and Formation Mechanism , in The Astrophysical Journal , vol. 732, n. 2, 2011, p. L29, DOI : 10.1088/2041-8205/732/2/L29 . URL consultato il 2 dicembre 2013 .
  40. ^ MC Liu et al. , CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System , in The Astrophysical Journal , vol. 740, n. 2, 2011, pp. id. 108, DOI : 10.1088/0004-637X/740/2/108 . URL consultato il 2 dicembre 2013 .
  41. ^ NR Deacon e NC Hambly, The possibility 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 2 dicembre 2013 .
  42. ^ MC Cushing et al. , The Discovery of Y Dwarfs using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) , in The Astrophysical Journal , vol. 743, n. 1, 2011, pp. id. 50, DOI : 10.1088/0004-637X/743/1/50 . URL consultato il 3 dicembre 2013 .
  43. ^ DJ Kirkpatrick et al. , Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function , in The Astrophysical Journal , vol. 753, n. 2, 2012, pp. id. 156, DOI : 10.1088/0004-637X/753/2/156 . URL consultato il 3 dicembre 2013 .
  44. ^ a b Jon Morse, Discovered: Stars as Cool as the Human Body , 24 agosto 2011. URL consultato il 3 dicembre 2013 .
  45. ^ C. Beichman et al. , The Coldest Brown Dwarf (or Free-floating Planet)?: The Y Dwarf WISE 1828+2650 , in The Astrophysical Journal , vol. 764, n. 1, 2012, pp. id. 101, DOI : 10.1088/0004-637X/764/1/101 . URL consultato il 3 dicembre 2013 .
  46. ^ KL Luhman, Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 786, n. 2, 21 aprile 2014, pp. L18, DOI : 10.1088/2041-8205/786/2/L18 . arΧiv : 1404.6501
  47. ^ Fraser Cain, How does a star forms? , su universetoday.com , Universe Today . URL consultato il 24 gennaio 2014 .
  48. ^ a b A. Whitworth et al. , The Formation of Brown Dwarfs: Theory ( PDF ), in B. Reipurth, D. Jewitt e K. Keil (a cura di), Protostars and Planets V , Tucson, University of Arizona Press, 2007, pp. 459-476, ISBN 978-0-8165-2654-3 . URL consultato il 24 gennaio 2014 .
  49. ^ A. Burkert, MR Bate e P. Bodenheimer, Protostellar fragmentation in a power-law density distribution , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 289, n. 3, 1997, pp. 497-504. URL consultato il 26 gennaio 2014 .
  50. ^ A. Whitworth et al. , The formation of brown dwarfs , Star clusters: basic galactic building blocks throughout time and space, IAU Symposium 266, 10-12 agosto 2009, Rio de Janeiro, Brasile , Cambridge, Cambridge University Press, 2010, pp. 264-271, DOI : 10.1017/S174392130999113X , ISBN 978-0-521-76484-1 . URL consultato il 26 gennaio 2014 .
  51. ^ MR Bate, Stellar, brown dwarf and multiple star properties from a radiation hydrodynamical simulation of star cluster formation , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 419, n. 4, 2012, pp. 3115-3146, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2011.19955.x . URL consultato il 26 gennaio 2014 .
  52. ^ S. Goodwin e A. Whitworth, Brown dwarf formation by binary disruption , in Astronomy and Astrophysics , vol. 466, n. 3, 2007, pp. 943-948, DOI : 10.1051/0004-6361:20066745 . URL consultato il 26 gennaio 2014 .
  53. ^ AP Whitworth e H. Zinnecker, The formation of free-floating brown dwarves and planetary-mass objects by photo-erosion of prestellar cores , in Astronomy and Astrophysics , vol. 427, 2004, pp. 299-306, DOI : 10.1051/0004-6361:20041131 . URL consultato il 26 gennaio 2014 .
  54. ^ KL Luhman et al. , Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk , in Astrophysical Journal , vol. 620, n. 1, 2005, pp. L51-L54, DOI : 10.1086/428613 . URL consultato il 26 gennaio 2014 .
  55. ^ L. Adame et al. , Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk , in Astrophysical Journal , vol. 635, n. 1, 2005, pp. L93-L96, DOI : 10.1086/498868 . URL consultato il 26 gennaio 2014 .
  56. ^ a b c Jerome J. Brainerd, The Structure and Evolution of Brown Dwarfs , su Degenerate Objects , The Astrophysics Spectator. URL consultato il 27 gennaio 2014 .
  57. ^ S. Mohanty, I. Baraffe e G. Chabrier, Convection in Brown Dwarfs , Convection in Astrophysics, 21-25 agosto 2006, Praga, Repubblica Ceca , Cambridge, Cambridge University Press, 2007, pp. 197-204, ISBN 0-521-86349-X . URL consultato il 28 gennaio 2014 .
  58. ^ a b c G. Chabrier e I. Baraffe, Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects , in Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 38, 2000, pp. 337-377, DOI : 10.1146/annurev.astro.38.1.337 . URL consultato il 26 gennaio 2014 .
  59. ^ D. Beasley, S. Roy e W. Tucker, Chandra Captures Flare From Brown Dwarf , su Chandra X-Ray Observatory , 11 luglio 2000. URL consultato il 6 febbraio 2014 .
  60. ^ RE Rutledge et al. , Chandra Detection of an X-Ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20 , in The Astrophysical Journal , vol. 538, n. 2, 2000, pp. L141-L144, DOI : 10.1086/312817 . URL consultato il 6 febbraio 2014 .
  61. ^ a b Y. Tsuboi et al. , Coronal X-Ray Emission from an Intermediate-Age Brown Dwarf , in The Astrophysical Journal , vol. 587, n. 1, 2003, pp. L51-L54, DOI : 10.1086/375017 . URL consultato il 6 febbraio 2014 .
  62. ^ a b NASA Space Telescopes See Weather Patterns in Brown Dwarf , su HubbleSite . URL consultato il 7 febbraio 2014 .
  63. ^ a b E. Buenzli et al. , Vertical Atmospheric Structure in a Variable Brown Dwarf: Pressure-dependent Phase Shifts in Simultaneous Hubble Space Telescope-Spitzer Light Curves , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 760, n. 2, 2012, pp. id L31, DOI : 10.1088/2041-8205/760/2/L31 . URL consultato il 7 febbraio 2014 .
  64. ^ ( EN ) Tanya Lewis, Storms on 'Failed Stars' Rain Molten Iron , 7 gennaio 2014. URL consultato il 9 febbraio 2014 .
  65. ^ R. Rebolo, EL Martin e A. Magazzu, A search for lithium in brown dwarf candidates , 137th IAU Colloquium, Università di Vienna, Austria, 13-18 aprile 1992 , San Francisco, Astronomical Society of the Pacific, 1993, ISBN 978-0-937707-59-3 . URL consultato l'8 febbraio 2014 .
  66. ^ G. Basri, Observations of Brown Dwarfs ( PDF ), in Annual Review of Astronomy and Astrophysics , n. 38, 2000, pp. 485-519, DOI : 10.1146/annurev.astro.38.1.485 . URL consultato l'8 febbraio 2014 .
  67. ^ G. Basri e ME Brown, Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet? , in Annual Review of Earth and Planetary Sciences , vol. 34, 2006, pp. 193–216, DOI : 10.1146/annurev.earth.34.031405.125058 . URL consultato il 9 febbraio 2014 .
  68. ^ a b AP Boss et al. , Working Group on Extrasolar Planets , Proceedings of the International Astronomical Union , International Astronomical Union, 2007, DOI : 10.1017/S1743921306004509 . URL consultato il 9 febbraio 2014 .
  69. ^ a b DS Spiegel, A. Burrows e JA Milsom, The Deuterium-burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets , in The Astrophysical Journal , vol. 727, n. 1, 2011, pp. id. 57, DOI : 10.1088/0004-637X/727/1/57 . URL consultato il 9 febbraio 2014 .
  70. ^ Dániel Apai et al. , The onset of planet formation in brown dwarf disks ( PDF ), in Science , vol. 310, n. 5749, 2005, pp. 834-836, DOI : 10.1126/science.1118042 . URL consultato l'11 febbraio 2014 .
  71. ^ E. Bolmont, SN Raymond e J. Leconte, Tidal evolution of planets around brown dwarfs , in Astronomy & Astrophysics , vol. 535, 2011, pp. id. A94, DOI : 10.1051/0004-6361/201117734 . URL consultato l'11 febbraio 2014 .
  72. ^ David C. Jewitt, Pan-STARRS Science Overview ( PDF ), su isites.harvard.edu . URL consultato l'11 febbraio 2014 (archiviato dall' url originale il 9 agosto 2012) .
  73. ^ a b G. Chauvin et al. , A giant planet candidate near a young brown dwarf. Direct VLT/NACO observations using IR wavefront sensing , in Astronomy and Astrophysics , vol. 425, 2004, pp. L29–L32, DOI : 10.1051/0004-6361:200400056 . URL consultato l'11 febbraio 2014 .
  74. ^ a b K. Todorov, KL Luhman e KK McLeod, Discovery of a Planetary-mass Companion to a Brown Dwarf in Taurus , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 714, n. 1, 2010, pp. L84-L88, DOI : 10.1088/2041-8205/714/1/L84 . URL consultato l'11 febbraio 2014 .
  75. ^ a b C. Han et al. , Microlensing Discovery of a Tight, Low-mass-ratio Planetary-mass Object around an Old Field Brown Dwarf , in The Astrophysical Journal , vol. 778, n. 1, 2013, pp. id. 38, DOI : 10.1088/0004-637X/778/1/38 . URL consultato l'11 febbraio 2014 .
  76. ^ LP 944-20 , su SolStation.com , Sol Company. URL consultato il 17 febbraio 2014 .
  77. ^ G. Basri e EL Martín, PPL 15: The First Brown Dwarf Spectroscopic Binary , in The Astronomical Journal , vol. 118, n. 5, 1999, pp. 2460-2465, DOI : 10.1086/301079 . URL consultato il 17 febbraio 2014 .
  78. ^ MJ McCaughrean et al. , ɛ Indi Ba,Bb: The nearest binary brown dwarf , in Astronomy and Astrophysics , vol. 413, 2004, pp. 1029-1036, DOI : 10.1051/0004-6361:20034292 . URL consultato il 17 febbraio 2014 .
  79. ^ H. Bouy et al. , A Possible Third Component in the L Dwarf Binary System DENIS-P J020529.0-115925 Discovered with the Hubble Space Telescope , in The Astronomical Journal , vol. 129, n. 1, 2005, pp. 501-517, DOI : 10.1086/426559 . URL consultato il 17 febbraio 2014 .
  80. ^ G. Schilling, A Gray Day on a Brown Dwarf , in Science , n. 5386, 1998, pp. 25-27, DOI : 10.1126/science.282.5386.25 . URL consultato il 15 febbraio 2014 .
  81. ^ ( EN ) E. Berger et al. , Discovery of radio emission from the brown dwarf LP944-20 ( PDF ), in Nature , n. 6826, 2001, pp. 338-340, Bibcode : 2001Natur.410..338B . URL consultato il 16 febbraio 2014 .
  82. ^ PF Maxted et al. , Survival of a brown dwarf after engulfment by a red giant star , in Nature , vol. 442, n. 7102, 2006, pp. 543-545, DOI : 10.1038/nature04987 . URL consultato il 16 febbraio 2014 .
  83. ^ AJ Burgasser et al. , The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-poor L Dwarf with Halo Kinematics , in The Astrophysical Journal , vol. 592, n. 2, 2003, pp. 1186-1192, DOI : 10.1086/375813 . URL consultato il 16 febbraio 2014 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

V · D · M
Classificazione dei pianeti extrasolari
 Hypothetical exoplanet.jpg
Pianeti terrestri : Analogo terrestre • Pianeta di carbonio • Pianeta ghiacciato • Pianeta di ferro • Pianeta deserto • Pianeta di lava • Pianeta senza nucleo • Pianeta oceano • Pianeta di silicio • Sub Terra • Super Terra • Mega Terra • Earth Similarity Index
Giganti gassosi : Gioviano caldo • Nettuniano caldo • Super Giove • Mininettuno • Pianeta ctonio • Gigante ghiacciato • Pianeta di elio • Giove eccentrico • Classificazione di Sudarsky
Altri tipi : Protopianeta • Pianeta nano • Pianeta circumbinario • Pianeta doppio • Pianeti delle pulsar • Pianeta interstellare • Pianeta extragalattico • Sub-nana bruna • Nana bruna • Pianeta Goldilocks • Satellite extrasolare
Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh86003811 · GND ( DE ) 4180348-6
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nana_bruna&oldid=120460444 "