Nane brune: stelle o pianeti?

Sembra semplice: considerando un corpo, se si tratta di una palla di gas molto grande ma piccola in confronto al Sole e che gira attorno ad una stella è un pianeta gioviano, se è molto più massiccio e brilla di luce propria è una stella. Ma se dovessimo incontrare una via di mezzo? Cosa avremmo davanti? La risposta: una nana bruna.

COSA SONO LE NANE BRUNE?

Dimensioni relative stimate di Giove, delle nane brune Gliese 229 B e Teide 1, della nana rossa Gliese 229 A e del Sole

Le nane brune sono un tipo particolare di oggetto celeste, aventi 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 MJ (masse gioviane), che è considerata la massa minima perché abbia luogo la fusione dell'idrogeno-1 propria delle stelle. Di conseguenza nelle nane brune NON PUO' AVVENIRE LEA FUSIONE TERMO-NUCLEARE. Perciò queste stelle sono piccole, fredde e scure. Il limite minimo che separa i giganti gassosi massicci e le sub-nane brune dalle nane brune è di circa 13 MJ, limite superato il quale avviene la fusione del deuterio, mentre oltre le ~65 MJ 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.

Ma perché le nane brune sono così importanti? Per approfondire il loro ruolo nel nostro studio guarda il nostro video su di esse!

COME SI FORMANO?

Esistono ben cinque scenari su come possa formarsi una nana bruna:

  • potrebbero formarsi, come le stelle, per il collasso gravitazionale di nubi molecolari di gas nello spazio interstellare, che hanno tuttavia massa insufficiente (<0,08 M☉) per innescare reazioni di fusione nucleare al loro interno. Poiché nubi di tale massa raramente raggiungono la densità necessaria per collassare gravitazionalmente, sembra che processi di formazione di questo tipo si verifichino raramente.  
  • potrebbero essere il frutto della frammentazione di nuclei protostellari di grande massa, che, essendo instabili, si dividerebbero in due o più nuclei di dimensioni più piccole. Alcuni di questi nuclei potrebbero avere dimensioni troppo modeste per innescare la fusione dell'idrogeno.
  • potrebbero iniziare la loro esistenza come pianeti di grande massa all'interno di dischi protoplanetari e poi venire espulse in una fase successiva di sviluppo del sistema in seguito alla frammentazione del disco.
  • potrebbero iniziare la loro esistenza come nuclei di future normali stelle all'interno di dischi di accrescimento, ma essere in seguito espulse e separate dal disco stesso prima di raggiungere le condizioni atte a innescare la fusione termonucleare.
  • potrebbero iniziare la loro esistenza come normali nuclei di dischi di accrescimento protostellari all'interno di grandi associazioni OB. Le radiazioni ionizzanti di una o più stelle O o B vicine, tuttavia, potrebbero erodere i dischi prima che l'oggetto centrale possa accumulare massa sufficiente per innescare la fusione dell'idrogeno.

Pianeti attorno 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 MJ, il che esclude che sia a sua volta una nana bruna. Un altro esempio è 2MASS J044144, una nana bruna di 20 MJ, intorno alla quale orbita un compagno di massa planetaria di 5-10 MJ. 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) MJ 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.

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