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Le nane brune: stelle mancate

La massa è il parametro più importante per una sfera di gas poiché è proprio la massa che determina l'appartenenza di un corpo celeste alla classe delle stelle, dei giganti gassosi o di oggetti intermedi chiamati nane brune. Teorizzate negli anni Sessanta, osservate per la prima volta negli anni Novanta, oggi questi corpi rivestono un ruolo molto importante nell'astrofisica moderna

Il ruolo della massa: stella o nana bruna

Al completamento della fase di accrescimento, la protostella può assumere una massa tale da innescare la fusione dell'idrogeno in elio e diventare una stella. Oppure può rimanere sotto la soglia richiesta e rimanere nana bruna

Al termine del processo di accrescimento, la protostella viene ad avere una massa definita che potrebbe consentire la trasformazione in stella oppure no.

Una protostella che non riesca a raggiungere la massa di 0.08 masse solare non riesce a creare condizioni di temperatura interna tali da riuscire a fondere l'idrogeno in elio: non si crea una stella ma ciò che resta è un oggetto a metà tra un pianeta gigante gassoso e una stella, un oggetto che viene chiamato nana bruna.

Protostelle che riescono a raggiungere una massa superiore a 0.08 masse solari, invece, avranno un peso e una densità interna sufficienti a raggiungere la temperatura necessaria alla fusione: la temperatura necessaria a fondere l'idrogeno in elio si attesta sui 10-12 milioni di gradi. 

Le nane brune sono corpi celesti la cui massa è più grande della massa di un pianeta gigante gassoso ma più piccola di quella necessaria a fondere idrogeno in elio (circa 8% della massa solare - 75% della massa gioviana). La massa minima si stima in 13 masse gioviane.

Una massa che, quindi, consente le primissime fusioni, quelle del deuterio, di breve durata. Le nane brune sono inquadrate nelle classi spettrali M, L, T e Y (una rara stella di classe T sembra essere presente nel sistema binario della Stella di Scholz).  Sono state teorizzate fin dagli anni Sessanta da Shiv Kumar, ma la prima rappresentante della categoria è stata osservata solo nel 1995, sebbene si ritenga che siano numerosissimi i corpi celesti di questa famiglia. Inizialmente si parlò di nana nera a indicare la mancanza di una luce prodotta in proprio, salvo poi passare alla dicitura planetar, a substellar e, nel 1975 grazie a Jill Tarter, a nana bruna

Individuarle non è semplice, se non sono accompagnate da altri astri in sistemi binari. In caso di sistema binario tramite velocità radiale è possibile dedurne la presenza dal moto della stella compagna, ma se la nana bruna è solitaria le probabilità aumentano negli ammassi aperti molto giovani, in cui le nane brune bruciano deuterio e possono essere osservate, a fatica, come oggetti deboli e molto arrossati. Le stelle giovani bruciano litio entro i primi cento milioni di anni di vita mentre le nane brune non riescono a bruciarlo, quindi anche rintracciare elio nell'atmosfera di un corpo celeste può essere indice di nana bruna. Non è un caso se la prima nana bruna di sicura natura sia stata trovata nelle Pleiadi a gennaio 1994, con annuncio su Nature il 14 settembre 1995. La nana venne battezzata Teide 1 e la massa venne misurata in 55 masse gioviane, con una riga del litio molto evidente, una temperatura di 2600 K. Successive osservazioni confermarono che anche il corpo celeste GD 165, scoperto fin dal 1988, fosse una nana bruna, con massa al limite per la categoria. Il 1995 ha portato anche alla scoperta di Gliese 229 B, una nana bruna con temperatura di appena 1300 K evidenziata dalla presenza della riga del metano. Ad oggi le nane brune scoperte sono migliaia. 

La nana bruna Gliese 229B, compagna della nana rossa Gliese 229A. Crediti Palomar Observatory/HST/NASA/CalTech
La nana bruna Gliese 229B, compagna della nana rossa Gliese 229A.
Crediti Palomar Observatory/HST/NASA/CalTech

A inizio 2021 è stata pubblicata una mappa tridimensionale di nane brune a opera di ricercatori e dei partecipanti al progetto per citizens Backyard Worlds: Planet 9, parte del programma Summer Research Connection del Caltech. Nella mappa sono presenti più di cinquecento nane brune ottenute dai set di dati di NEOWISE, di WISE, di DESI e di altri telescopi. Delle 525 nane brune catalogate, 38 sono del tutto nuove (preprint su The Astrophysical Journal Supplement Series - “The Field Substellar Mass Function Based on the Full-sky 20-pc Census of 525 L, T, and Y Dwarfs” - J. Davy Kirkpatrickv et al.)

 

Ultimo aggiornamento del: 15/01/2021 15:49:24

Il problema della massa delle nane brune

Benché esista un limite minimo, sotto il quale si parla di pianeta, e uno massimo, oltre il quale si parla di stella, in realtà questi confini sono ancora in via di definizione e comprendere la vera natura di un oggetto celeste non è affatto semplice

Ad oggi, l'Unione Astronomica Internazionale (IAU) fissa in 13 masse gioviane il limite massimo per la massa di un pianeta gigante gassoso, limite oltre il quale si verificherebbero fusioni del deuterio incompatibili con la qualifica di pianeta . E' vero, tuttavia, che a cavallo di questa misura il deuterio brucia in quantità diverse il che rende il limite fissato un limite del tutto teorico e arbitrario. La massa superiore di una nana bruna, invece, si attesta tra 60 e 70 masse gioviane, oltre le quali la stella incontra fusioni di idrogeno. 

Sono molti gli studi che si concentrano proprio sulla determinazione del limite di massa che separerebbe i tre oggetti. Un possibile metodo di distinzione della nana bruna da un pianeta consiste nel guardare quel che offre il panorama dell'universo e cercar di capire se, oltre a una questione di massa , si possa tirare in ballo qualcosa legato alla diversa formazione dei due corpi celesti e così la presenza di elementi pesanti viene ad assumere un ruolo importante. In particolare sono stati analizzati 146 sistemi planetari rivelando dati tanto consistenti da convincere parte degli astronomi a ritenere che la composizione chimica della stella centrale possa essere una ottima discriminante per comprendere la natura degli oggetti orbitanti. I pianeti come Giove si formano tramite un processo bottom-up, sviluppando dapprima un nucleo roccioso e poi acquisendo gas (è la teoria più accreditata, più che una certezza), quindi dovrebbero essere presenti laddove la stella venga a mostrare elementi pesanti. Le nane brune, di contro, dovrebbero nascere non come resto di formazione stellare (tutto è in discussione ancora) ma per collasso gravitazionale della nebulosa e dovrebbero essere prive di un nucleo roccioso. Il modello porta al numero discriminante di 10 masse gioviane: oltre questo limite si tratterebbe di nane brune mentre al di sotto si tratterebbe di pianeti. Si tratta della massa oltre la quale la composizione della stella cessa di avere importanza. Ogni nuova nana bruna scoperta è sicuramente importante e in tal senso sono importanti cinque nuove nane scoperte nel 2021 tramite i dati di TESS, due delle quali si pongono proprio al confine tra la massa superiore di una nana bruna e quella inferiore di una stella di piccola massa. Ciò che emerge è una stretta correlazione tra diametro della nana bruna ed età, visto che con il tempo l'astro brucia totalmente il proprio deuterio e tende a comprimersi risultando più piccolo (Nolan Grieves et al, Populating the brown dwarf and stellar boundary: Five stars with transiting companions near the hydrogen-burning mass limitAstronomy & Astrophysics - 2021).

A inizio 2020 è stato scoperto per serendipity un raro sistema binario di nane brune a eclisse attraverso i telescopi del progetto Speculoos (Search for Planets Eclipsing Ultra-cool Stars) di ESO. L'oggetto si chiama 2M1510, nella costellazione della Bilancia e con periodo orbitale reciproco di 20.9 giorni. A completare il sistema, in realtà di tre corpi, è un'altra nana bruna ma più distanziata. Le masse sono 0.0382 e 0,0375 per le due nane principali, con età stimata in 70 milioni di anni. (Nature Astronomy - “An eclipsing substellar binary in a young triple system discovered by SPECULOOS” - Amaury H. M. J. Triaud et al.)

La nana bruna HD 33632 Ab. Credit: W. M. Keck Observatory
La nana bruna HD 33632 Ab.
Credit: W. M. Keck Observatory

Tramite il Keck Observatory è stato possibile ottenere una immagine diretta di una nana bruna in orbita intorno a una delle componenti del sistema binario HD 33632. La nana bruna orbita intorno all'oggetto A e si trova a 86 anni luce di distanza dalla Terra. La sua massa è pari a 46 masse gioviane e si tratta di un raro esempio di nana bruna in orbita in un sistema binario vicino con componenti simil-solari. L'atmosfera dovrebbe contenere acqua e monossido di carbonio (Thayne Currie et al. SCExAO/CHARIS Direct Imaging Discovery of a 20 au Separation, Low-mass Ratio Brown Dwarf Companion to an Accelerating Sun-like StarThe Astrophysical Journal - 2020).

Ultimo aggiornamento del: 29/08/2021 11:24:53

Il problema della formazione di una nana bruna

A metà tra un pianeta e una stella, la nana bruna risulta ad oggi un mistero per quanto riguarda la genesi: contrazione di gas come una stella oppure resto della formazione stellare come un pianeta?

Uno dei misteri più fitti di questi oggetti riguarda la formazione: trattandosi di oggetti a metà tra una stella e un pianeta ed essendo presenti nane brune in sistemi stellari ma anche nane brune isolate (come SIM0136), ci si può infatti chiedere se la genesi di questi corpi celesti possa essere assimilata a quella stellare o a quella planetaria. Gli scenari suggeriti sono diversi: 

  • collasso gravitazionale delle nubi molecolari, come le stelle ma raggiungendo masse inferiori
  • frammentazione di nuclei protostellari molto massivi a causa di instabilità o rotazione troppo veloce
  • formazione simile a quella planetaria con successiva espulsione dal sistema di appartenenza
  • formazione simile a quella stellare con espulsione dal disco prima di raggiungere la massa critica

Un articolo di Agosto 2017 a firma del JPL della NASA e pubblicato su Science ha utilizzato il telescopio orbitante Spitzer per studiare sei nane brune in termini di variazione di luminosità, analizzando le variazioni atmosferiche che fino a quel momento avevano creato un po' di imbarazzo in termini di spiegazione scientifica. Le nubi delle nane brune sono molto mutevoli in termini di velocità e spessore e sono composte quasi essenzialmente da goccioline di ferro e polvere di silicio. Lo studio ha evidenziato come a determinare le variazioni osservate possano concorrere delle gigantesche onde a larga scala, il che avvicina le nane brune alla natura atmosferica dei giganti gassosi piuttosto che a quella delle stelle. Le nubi delle nane brune sono organizzate in bande simili a quelle che possiamo osservare su Giove. Al pari di Giove, quindi, non meraviglierebbe riscontrare la presenza di ovali rappresentanti tempeste, come la Grande Macchia Rossa. Le onde atmosferiche sono l'unico processo a oggi noto per la giustificazione teorica di comportamenti così repentini: laddove le onde convergono, la nana appare più brillante in un singolo punto. Se le onde divergono ci saranno invece più punti a maggior luminosità.

E' anche vero che sembrano esistere prove dirette e indirette di dischi di accrescimento intorno a nane brune molto giovani, il che le renderebbe più assimilabili alle stelle in quanto a formazione: l'esempio più vicino è quello di W1200-7845, una nana bruna distante 332 anni luce dalla Terra e con una età di appena 3.7 milioni di anni. La nana in questione - scoperta grazie al programma NASA a disposizione degli appassionati Diskdetective.org (in attesa della nuova versione) e basato sui dati di WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), evidenzia i segni di un disco potenzialmente in grado di creare pianeti.  

Una formazione di tipo stellare sembra essere all'origine del sistema binario CFHTWIR-Oph 98, distante 450 anni luce dalla Terra e le cui componenti orbitano l'una intorno all'altra a una distanza pari a cinque volte la distanza Sole-Plutone. La componente primaria, la A, ha una massa di 15 masse gioviane mentre la compagna ha massa pari a 8 masse gioviane, quindi al limite tra gigante gassoso e nana bruna. L'età del sistema è di appena 3 milioni di anni e ha preso origine nella cucina stellare di Ofiuco: si tratta di un tempo molto più breve rispetto a quello che si stima occorra per la formazione dei pianeti e le componenti sono nate esattamente come nascono le stelle. Anche la componente B, decisamente ridotta, non può essere nata da un disco intorno alla componente A, data l'enorme distanza che separa i due corpi celesti (Clémence Fontanive et al. A wide planetary-mass companion to a young low-mass brown dwarf in Ophiuchus, - The Astrophysical Journal Letters).

Probabilmente i metodi individuati sono tutti validi, con una varietà di casi molto ampia, tanto è vero che a Aprile 2019 un nuovo studio avvicina di nuovo la formazione di una nana bruna alla formazione dei pianeti, puntando sulla risonanza 6:1 esistente tra due nane brune in orbita intorno alla stella v Ophiuchi, mentre sempre nel 2019 ALMA ha trovato l'evidenza di una nube in collasso e di un proto-disco intorno alla proto-nana bruna Meyrit, osservazione che gioca a favore di una formazione simil-stellare.

L'osservazione di 27 sistemi tramite il Keck Observatory ha consentito, a inizio 2020, di verificare come le nane brune in orbita intorno a una stella principale tendano a formarsi con processi tipici stellari mentre i giganti gassosi tendano a formarsi come pianeti, anche se non è chiaro quale sia il limite di massa che vada a separare i due processi. Lunghe e ripetute osservazioni hanno consentito di fissare paletti molto stringenti alle orbite dei corpi celesti osservati, sebbene le orbite dei target siano nell'ordine delle centinaia di anni. Ripetendo le osservazioni a cadenza annuale e utilizzando "Orbitize!", uno strumento che usa le leggi di Keplero per identificare le possibili orbite, è stato possibile ottenere simulazioni di possibili percorsi. Le orbite più circolari sono legate probabilmente a corpi formatisi con modelli planetari mentre orbite più ellittiche corrispondono probabilmente a oggetti nati con modalità stellare. Il risultato ha evidenziato come oggetti con massa inferiore alle canoniche 15 masse gioviane orbitano e nascono come pianeti, contrariamente a oggetti più massivi che nascono probabilmente come stelle (Brendan P. Bowler et al, Population-level Eccentricity Distributions of Imaged Exoplanets and Brown Dwarf Companions: Dynamical Evidence for Distinct Formation Channels, The Astronomical Journal - 2020).

Ultimo aggiornamento del: 16/12/2020 22:07:10

Caratteristiche: struttura, emissioni, atmosfera delle nane brune

Le nane brune sono corpi che regalano sempre sorprese e per le quali sempre più le osservazioni riescono a spuntare informazioni riguardanti atmosfera e struttura, tra ipotesi e simulazioni.

La struttura interna di una nana bruna è simile a quella delle stelle di piccola massa, quindi il calore interno raggiunge la superficie attraverso un processo di sola convezione . Soltanto nelle nane brune più antiche, con temperature interne particolarmente basse, è possibile un moto conduttivo. 

Il raggio della nana bruna dipende dalla massa e non dalla temperatura: il raggio è inversamente proporzionale alla radice cubica della massa con la conseguenza che le nane brune più massive hanno un raggio inferiore del 40% di quello delle nane di massa inferiore. In più, non avendo fusioni nucleari interne, il raggio va a dipendere molto anche dall'età visto che sotto l'influenza della gravità gli oggetti tendono a restringersi: raggi maggiori si associano a nane più giovani, con conseguenze anche sul periodo di rotazione.

Con l'età, le nane brune variano classe spettrale in maniera rapida: il passaggio da classe M a classe L avviene in circa cento milioni di anni appena. 

Anche le nane brune sperimentano dei flares in banda X, evidenziando quindi fenomeni magetici che sono tipici delle stelle di piccola massa e che dovrebbero essere legati alla combinazione dei moti convettivi con la rotazione stellare, in grado di provocare un attorcigliamento del campo magnetico con periodica liberazione di energia. Nelle nane brune molto giovani potrebbero esserci segni di una corona che poi viene persa con il raffreddamento, perdita che è evidenziata da lunghi periodi di assenza di qualsiasi radiazione X.

Il flare in banda X di LP 944-020 mostrato da Chandra X-Ray Observatory. Crediti Chandra/NASA
Il flare in banda X di LP 944-020 mostrato da Chandra X-Ray Observatory.
Crediti Chandra/NASA

Sulla nana bruna più vicina tra quelle note, chiamata Luhman 16A, sono state osservate bande atmosferiche simili a quelle di Giove e Saturno attraverso tecnica polarimetrica, del Very Large Telescope, finalizzata in genere allo studio delle nubi degli esopianeti. Luhman 16A è parte di un sistema binario unitamente alla compagna B, un'altra nana bruna. Distano da noi 6.5 anni luce, ponendosi al terzo posto per distanza generale dopo Alpha Centauri e la Stella di Barnard. Entrambe le componenti hanno massa di 30 masse gioviane, con temperature di 1000°C e una età simile. Nonostante questo la componente B non evidenzia segni di bande ma strutture decisamente più irregolari che portano a variazioni di luminosità evidenti (Maxwell A. Millar-Blanchaer et al. Detection of Polarization due to Cloud Bands in the Nearby Luhman 16 Brown Dwarf BinaryThe Astrophysical Journal - 2020). Da un lato quindi l'atmosfera di una nana bruna sembra ricalcare la tranquilla circolazione dei venti tipica dei pianeti come Giove, il che viene confermato anche da ulteriori osservazioni di TESS sullo stesso sistema di Luhman 16 (The Astrophysical Journal  - “TESS Observations of the Luhman 16AB Brown Dwarf System: Rotational Periods, Lightcurve Evolution, and Zonal Circulation” di Daniel Apai et al.), ma dall'altro non è detto che questi flussi siano una regola. Bande sono state trovate anche sulla nana bruna 2MASS J22081363+291215, per la quale il flusso infrarosso è variato del 3% nel periodo di osservazione e dalla cui variabilità è stata dedotta la presenza di zone esterne fredde e zone interne più calde, in struttura stratificata ().

Sebbene sia possibile, quindi, che nane brune possano sperimentare del flare in banda X, il flare osservato sulla nana bruna battezzata J0331-27 ha colto tutti di sorpresa per la violenza, facendo registrare un picco inspiegabile dieci volte superiore ai flare presenti sul Sole. I dati di XMM-Newton, tra l'altro, evidenziano un solo flare su più di mille ore di osservazione il che lascia pensare come un oggetto di massa così piccola abbia necessità di accumulare energia per molto tempo prima di dar vita a fenomeni esplosivi di questa portata. Il processo sottostante, tuttavia, è ancora lontano dall'essere spiegato visto che la radiazione emessa dalla stella, la cui temperatura è di appena 2100 K, non sembrerebbe sufficiente (Astronomy & Astrophysics - EXTraS discovery of an X-ray superflare from an L dwarf - Andrea De Luca et al.).

Il telescopio Spitzer della NASA ha identificato quelle che a oggi sono le tre nane brune con la velocità di rotazione più elevata, tanto elevata da trovarsi al limite teorico di rottura del corpo celeste. I tre oggetti hanno lo stesso diametro di Giove ma una massa tra 40 e 70 volte maggiore e ruotano una volta ogni ora, corrispondente - per la maggiore delle tre - a cento chilometri al secondo di velocità, circa 360 mila chilometri orari. Le nane brune tendono ad aumentare la propria velocità di rotazione con l'invecchiamento e se queste tre "stelle" si trovano a valori prossimi al limite teorico superiore potrebbe voler dire che stanno andando incontro alla distruzione. Per le stelle esiste un processo di autoregolamentazione che limita la velocità una volta avvicinatisi al limite, ma non è noto se questo esiste anche per le nane brune. La velocità limite, infatti, è data dalla massa ma anche dalla sua distribuzione e non conoscere la struttura interna di una nana bruna crea un alone di mistero (Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-Cool Dwarfs, arXiv)). 

Con l'invecchiamento e il raffreddamento, le nane brune sembrano sperimentare modifiche atmosferiche passando da cieli nuvolosi a cieli sereni e per la prima volta, a inizio 2018, è stata misurata la temperatura alla quale questo processo tende a verificarsi. Oggetto dello studio è stata la nana bruna 2MASS J13243553+6358281, una delle più vicine con massa nota di dimensione planetaria. Fa parte di un gruppo di circa 80 stelle di età e composizione simili (AB Doradus Group), con età di 150 milioni di anni. I parametri di questa nana sono stati poi confrontati con quelli della nana 2MASS J1324+6358, più evoluta e con cieli "sereni", il che ha consentito di ottenere le misurazioni della temperatura limite. A 1150 K il cielo delle nane brune con massa planetaria e con 150 milioni di anni inizia a schiarirsi.

Relativamente all'atmosfera , le antenne del National Science Foundation's Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) e osservazioni in infrarosso di Spitzer Space Telescope hanno evidenziato una velocità dei venti stimata in 380 km/h a partire dalle differenti velocità di rotazione misurate a diverse frequenze, come quella delle onde radio e quella infrarossa, appunto. La magnetosfera interna ruota più lentamente rispetto all'atmosfera più alta, con variazioni fotometriche legate ai venti delle zone equatoriali, uno studio già sfruttato su Giove. La misura riguarda ovviamente una sola nana bruna, 2MASS J10475385+2124234, con spettro T6.5, massa del tutto imprecisa tra 16 e 68 masse gioviane e distanza di 34 anni luce (Science - “A measurement of the wind speed on a brown dwarf” - Katelyn. N. Allers et al.). 

Intorno alle nane brune sono stati osservati dei dischi protoplanetari, segno evidente che pianeti - date le dimensioni, probabilmente rocciosi - possono andare a orbitare anche corpi celesti di questo tipo. Il primo esopianeta osservato intorno a una nana bruna è datato 2005 ed è stato osservato dall'ESO intorno a 2M1207 b. Ha una massa tra 3 e 7 masse gioviane.

Sebbene la scoperta di nane brune sia decisamente dominio dell'astronomia infrarossa, nel 2020 è stata scoperta la prima nana bruna attraverso osservazioni radio associate a osservazioni ottiche: si tratta di BDR J1750+3809 e i dati sono quelli di LOFAR (Low-Frequency Array) insieme a osservatori delle Hawaii, con conferma giunta dall'InfraRed Telescope Facility della NASA (H. K. Vedantham et al. Direct Radio Discovery of a Cold Brown DwarfThe Astrophysical Journal - 2020).

Ad oggi una delle nane brune più antiche si chiama WISE 1534-1043 ed è stata sottoposta ad anni di osservazioni prima di giungere alla conclusione per la quale la sua particolare luminosità in alcune bande e opacità in altre potrebbe essere legata all'età stessa. Soprannominata The Accident,  questa nana bruna distante appena 50 anni luce appare molto fredda e molto povera di metano, elemento che assorbe specifiche lunghezze d'onda. L'assenza di metano fa quindi brillare la nana bianca proprio a quelle lunghezze. Inoltre, il metano è formato da idrogeno e carbonio e visto che questo elemento è stato prodotto successivamente nella storia della Galassia, la sua scarsità può indicare realmente una stella (mancata) molto antica. L'età è stimata quindi tra 10 e 13 miliardi di anni, il doppio della media delle nane brune conosciute. Soprattutto il fatto di aver trovato un oggetto simile nei nostri dintorni cosmici lascia pensare che non si tratti di oggetti poi così rari (The Astrophysical Journal Letters - “The Enigmatic Brown Dwarf WISEA J153429.75-104303.3 (a.k.a. “The Accident”)” - J Davy Kirkpatrick et al.)

Ultimo aggiornamento del: 18/09/2021 16:32:33