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[[File:ESO - Hertzsprung-Russell Diagram (by).jpg|upright=1.6|thumb|destra|Il [[diagramma Hertzsprung-Russell]]. Le supegiganti blu occupano la parte alta sinistra del diagramma]]
{{diagramma H-R}}
Le '''supergiganti blu''' sono [[stella|stelle]] che, nella [[classificazione stellare#La classificazione spettrale di Yerkes|classificazione di Yerkes]], hanno [[classificazione stellare#Le classi di luminosità|classe di luminosità]] '''I''' e [[classificazione stellare#Le classi di Harvard|classe spettrale]] O o B. A volte vengono incluse fra le supergiganti blu anche le supergiganti di classe spettrale A o almeno quelle appartenenti alle prime sottoclassi della classe A<ref name=dewit14>{{cita pubblicazione |titolo=Dusty Blue Supergiants: News from High-Angular Resolution Observations |cognome1=de Wit |nome1=W. J. |cognome2=Oudmaijer |nome2=R. D. |cognome3=Vink |nome3=J. S. |rivista=Advances in Astronomy |anno=2014 |url=http://downloads.hindawi.com/journals/aa/2014/270848.pdf |doi=10.1155/2014/270848 |accesso=17 dicembre 2019}}</ref><ref name=Kudritzki>{{cita web |url=https://books.google.it/books?id=YQwyCh87FsEC&pg=PA1941&lpg=PA1941&dq=blue+supergiants+o+and+b&source=bl&ots=_S8ktUdVeX&sig=ACfU3U3VJbDDITWn3EUXneOJefarLHgt2g&hl=it&sa=X&ved=2ahUKEwjA9JG1oL3mAhXF_KQKHUfkCDEQ6AEwGnoECAoQAQ#v=onepage&q=blue%20supergiants%20o%20and%20b&f=false |titolo=Dissecting galaxies with quantitatives spectography of the brightest stars in the Universe |autore=R.-P. Kudritzki |sito= |editore= |accesso=17 dicembre 2019}}</ref>. Si tratta di stelle molte calde con [[Temperatura efficace|temperature superficiali]] comprese fra circa {{M|8000|ul=K}} e {{M|50000|ul=K}} e molto [[Luminosità (astronomia)|luminose]] (da {{tutto attaccato| 10000}} a milioni di volte la luminosità del [[Sole]]<ref name=Langer12>{{cita pubblicazione |titolo=Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars |autore=N. Langer |rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |anno=2012 |volume=50 |pp=107-164 |url=https://www.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev-astro-081811-125534 |doi=10.1146/annurev-astro-081811-125534 |accesso=31 dicembre 2019 |arxiv=1206.5443 |bibcode= 2012ARA&A..50..107L}}</ref>), che occupano, quindi, la parte alta sinistra del [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]], a destra della [[sequenza principale]]. Hanno dimensioni ragguardevoli, maggiori di quella del Sole, ma non raggiungono quelle delle [[supergigante rossa|supergiganti rosse]]. Rappresentano uno [[evoluzione stellare|stadio evolutivo]] avanzato delle stelle più massicce; essendo queste ultime stelle molto rare, lo sono anche le supergiganti blu. Le [[Stelle più luminose conosciute|stelle più luminose conosciute]] sono supergiganti blu.
Le '''nane brune''' sono un tipo particolare di [[oggetto celeste]], che possiedono una [[massa (fisica)|massa]] più grande di quella di un [[pianeta]], ma più piccola del 7,5-8% della [[massa solare|massa del Sole]], corrispondente a 75-80 [[massa gioviana|masse gioviane]], che è considerata la massa minima perché abbia luogo la [[fusione nucleare|fusione]] dell'[[Prozio (chimica)|idrogeno-1]] propria delle [[stella|stelle]]<ref name=Universetoday>{{cita web|url=http://www.universetoday.com/19237/dense-exoplanet-creates-classification-calamity/|titolo=Dense Exoplanet Creates Classification Calamity|author=Nicholos Wethington|editore=''Universetoday.com''|data=6 ottobre 2008|accesso=7 ottobre 2013}}</ref>. Il limite minimo che separa i [[giganti gassosi]] massicci e le [[Sub-nana bruna|sub-nane brune]] dalle nane brune è di circa 13 [[Massa gioviana|masse gioviane]], limite superato il quale avviene la fusione del [[deuterio]], mentre oltre le ~65 [[Massa gioviana|M<sub>J</sub>]] avviene anche la fusione del [[litio]]<ref name=Universetoday/>.
==Classificazione==
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 bruciano in tempi molto brevi. La presenza del litio è un forte indizio che un oggetto di piccola massa sia una nana bruna<ref>{{cita web |url=http://kencroswell.com/BrownDwarfLithium.html |titolo=How Lithium Strips Brown Dwarfs of Their Red Disguise |accesso= 7 ottobre 2013 |autore=Ken Croswell }}</ref>. 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]]<ref name=Schombert >{{cita web |url=http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec13.html |titolo=Star formation | autore=Jim Schombert |editore=University of Oregon |accesso= 7 ottobre 2013 |opera=Birth and Death of Stars }}</ref>.
Le stelle che appartengono alla classe delle supergiganti esibiscono [[linea spettrale|linee spettrali]] molto più fini rispetto alle stelle appartenenti alla [[sequenza principale]]. Le linee assottigliate si presentano solitamente quando l'[[atmosfera]] di una stella è molto rarefatta<ref name=Rieke>{{cita web |url=http://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/Lectures/Lecture_14.htm |titolo=Stellar Spectroscopy and the HR Diagram |autore=Marcia Rieke |sito=Fundamentals of Astronomy |editore=University of Arizona |accesso=30 dicembre 2019 }}</ref>. D'altra parte, una atmosfera rarefatta è indice del fatto che la stella si è espansa, aumentando il suo volume e, di conseguenza, anche la sua superficie radiante, facendo innalzare la [[luminosità (astronomia)|luminosità]] della stella<ref>{{cita libro | autore=Michael Seeds |autore2=Dana Backman | titolo=Perspective in Astronomy | editore=Thomson Higher Education | città=Belmont (CA) | anno=2007 |ISBN=978-0-495-39273-6 |p=112}}</ref>. L'assottigliamento delle linee spettrali è più pronunciato nelle stelle supergiganti rispetto a quelle giganti, indicando una enorme superficie radiante e quindi una luminosità molto elevata. Le stelle supergiganti occupano quindi solitamente la regione superiore del [[diagramma Hertzsprung-Russell]], quella riservata alle stelle più luminose aventi [[magnitudine assoluta]] compresa fra −5 e −12<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Studies of luminous stars in nearby galaxies. III - Comments on the evolution of the most massive stars in the Milky Way and the Large Magellanic Cloud |autore1=R. M. Humphreys |autore2= K. Davidson |rivista=Astrophysical Journal |anno=1979 |volume=232 |pp=409-420 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...232..409H |doi=10.1086/157301 |accesso=30 dicembre 2019}}</ref>. Tuttavia, vi sono altri tipi di supergiganti, in cui l'assottigliamento delle linee spettrali è dovuto ad altri fenomeni, come per esempio le [[Stella Be|stelle Be]].
La classe delle supergiganti è ulteriormente divisa in due sottoclassi, quella delle supergiganti meno luminose, indicata con Ib, e quella delle supergiganti brillanti indicata con Ia. L'indicazione Iab per riferirsi a una classe intermedia fra le due è abbastanza usuale. Stelle eccezionalmente luminose, aventi gravità superficiali estremamente basse, con segni di grandi perdite di massa vengono a volte designate con la classe di luminosità 0 (zero), sebbene ciò sia abbastanza raro<ref>{{cita pubblicazione|bibcode=1992A&A...263..123P|titolo=Photometry of yellow semiregular variables - HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)|url= http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1992A%26A...263..123P|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=263|pp=123-128|cognome1=Percy|nome1=J. R.|cognome2=Zsoldos|nome2=E.|anno=1992|accesso=16 dicembre 2018}}</ref>. Più frequenti sono le designazioni Ia-0 o Ia<sup>+</sup><ref>{{cita pubblicazione|bibcode=1992A&A...259..600A|titolo=A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1992A%26A...259..600A|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=259|pp=600-606|cognome1=Achmad|nome1=L.|cognome2=Lamers|nome2=H. J. G. L. M.|cognome3=Nieuwenhuijzen|nome3=H.|cognome4=Van Genderen|nome4=A. M.|anno=1992|accesso=16 dicembre 2018}}</ref>. Queste supergiganti eccezionalmente luminose vengono talvolta chiamate ''[[Stella ipergigante|ipergiganti]]''<ref>{{cita pubblicazione|doi=10.1007/s001590050009|titolo=The yellow hypergiants|rivista=Astronomy and Astrophysics Review|volume=8|numero=3|pp=145–180|anno=1998|cognome=De Jager|nome=Cornelis|bibcode=1998A&ARv...8..145D|accesso=16 dicembre 2018}}</ref>.
Le nane brune sono suddivise in base alla loro [[classificazione stellare|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<ref name=Burgasser>{{cita pubblicazione|autore=A. J. Burgasser|titolo=Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters|anno=2008|rivista=[[Physics Today]]|volume=61 |numero=6| pagine=70-71|doi=http://dx.doi.org/10.1063/1.2947658 |accesso=7 ottobre 2013 |url=http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf}}</ref>. Nonostante il loro nome, la maggior parte delle nane brune apparirebbe di colore rossastro all'occhio umano<ref>{{cita web|cognome=Cain|nome=Fraser|titolo=If Brown Isn’t a Color, What Color are Brown Dwarfs?|url=http://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/|accesso=7 ottobre 2013|data=6 gennaio 2009}}</ref>.
Le supergiganti blu si distinguono dalle altre supergiganti per essere le più calde. Esse appartengono alle [[classificazione stellare|classe spettrali]] O e B; a volte vengono incluse fra le supergiganti blu anche le stelle di classe A, specie quelle più calde di questa classe<ref name=dewit14 /><ref name=Kudritzki />. Non c'è dunque una precisa linea di confine fra le supergiganti blu e le meno calde [[Supergigante gialla|supergiganti gialle]].
La più vicina nana bruna scoperta è [[WISE 1049-5319]], distante 6,5 [[anno luce|anni luce]]. Si tratta in realtà di un [[stella binaria|sistema binario]] di nane brune, individuato nel [[2013]]<ref name="PennState">{{Cita web |data=11 marzo 2013
|titolo=The Closest Star System Found in a Century |editore=PennState |autore=Barbara K. Kennedy| url=http://science.psu.edu/news-and-events/2013-news/Luhman3-2013 |accesso=7 ottobre 2013}}</ref><ref name="Plait">{{Cita web
|data=11 marzo 2013|titolo=Howdy, Neighbor! New Twin Stars Are Third Closest to the Sun |editore=Bad Astronomy blog |autore=[[Phil Plait]] |url=http://www.slate.com/blogs/bad_astronomy/2013/03/11/nearby_stars_astronomers_discover_third_closest_star_system_to_earth.html |accesso=7 ottobre 2013}}</ref> .
==Evoluzione==
== Storia delle osservazioni ==
[[File:Stellar evolutionary tracks-en-with-text.svg|upright=1.8|thumb|Tracce evolutive nel [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]] di stelle con massa iniziale di 0,4 2 15 e {{M|60|ul=masse solari}}]]
[[File:Brown_Dwarf_Gliese_229B.jpg|thumb|left|260px|La nana bruna [[Gliese 229 B]] è il puntino di luce al centro del'immagine, accanto alla ben più luminosa [[nana rossa]] [[Gliese 229 A]].]]
Le supergiganti sono uno stadio avanzato dell'[[evoluzione stellare|evoluzione]] delle stelle più massicce, aventi una massa iniziale superiore a ≈{{M|10|ul=masse solari}}. Durante la loro fase di permanenza nella [[sequenza principale]] tali stelle si presentano come molto calde e luminose, a causa della rapida fusione dell'[[idrogeno]] tramite il [[Ciclo del carbonio-azoto|ciclo CNO]] nei loro nuclei [[Convezione|convettivi]], e appartengono alle prime sottoclassi della [[Stella di classe B V|classe B]] o alle ultime sottoclassi della [[Stella di classe O V|classe O]] e di conseguenza si presentano di colore azzurro-blu. Esse hanno temperature superficiali comprese superiori ai {{M|25000|ul=K}} e luminosità superiori a 10.000 [[luminosità solare|L<sub>☉</sub>]]. Contrariamente a quanto avviene nel [[Sole]], gli strati superficiali di queste stelle non sono convettivi<ref name=ekstrom>{{cita pubblicazione|bibcode=2012A&A...537A.146E|titolo=Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M<sub>⊙</sub> at solar metallicity (Z = 0.014)|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=537|pagine=A146|cognome=Ekström|nome=S.|etal=si|anno=2012|doi=10.1051/0004-6361/201117751|arxiv = 1110.5049|accesso=31 maggio 2024 }}</ref>. Bruciando molto velocemente il loro combustibile nucleare, queste stelle esauriscono l'idrogeno nei loro nuclei in pochi milioni di anni, un tempo molto più breve di quello di una stella come il Sole, che impiega diversi miliardi di anni per compiere lo stesso percorso evolutivo.
Alla fine della loro permanenza nella sequenza principale, queste stelle presentano un nucleo di elio molto massiccio, che, non più sostenuto dalle reazioni nucleari di fusione dell'idrogeno, si contrae e aumenta la sua temperatura. La fusione dell'idrogeno continua invece in un guscio che circonda tale nucleo<ref name=ekstrom/>. La contrazione del nucleo e l'innalzamento della sua temperatura causa l'espansione dell'inviluppo di idrogeno che circonda la zona centrale, in cui avvengono le reazioni nucleari<ref>{{Cita conferenza | autore=C. Georgy |titolo=Evolution models of red supergiants |data=28 luglio 2017 | conferenza=The Lives and Death-Throes of Massive Stars | organizzazione=J.J. Eldridge, J.C. Bray, L.A.S. McClelland, L. Xiao |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge |pp=193-198 |DOI=10.1017/S1743921317003179 |url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1017/S1743921317003179 |accesso=31 maggio 2023 }}</ref>. Espandendosi, tali stelle tendono a sviluppare temperature superficiali più basse e a spostarsi quindi verso destra nel [[diagramma HR]], verso la zona delle supergiganti rosse. Questo processo è molto simile a quello che avviene nelle stelle meno massicce, appartenenti al [[ramo delle giganti rosse]]. Nel caso delle supergiganti, tuttavia, in ragione della loro massa maggiore, l'espansione dilata il volume della stella fino a dimensioni enormi. Il raggio di una supergigante rossa può superare di gran lunga i 1000 [[raggio solare|R<sub>☉</sub>]].
Nel 1963 Shiv Kumar avanzò per primo l'ipotesi che il processo di sviluppo di [[formazione stellare]] potesse portare alla formazione di oggetti che non raggiungono, a causa della loro piccola massa, la temperatura necessaria per la fusione dell'idrogeno<ref name=Kumar>{{cita pubblicazione |titolo=The Structure of Stars of Very Low Mass |autore=Shiv Kumar |rivista=Astrophysical Journal |anno=1963 |volume=137 |numero= |pagine=1121-1125 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1963ApJ...137.1121K |doi=10.1086/147589 |accesso=10 ottobre 2013}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Helmholtz-Kelvin Time Scale for Stars of Very Low Mass |autore=Shiv Kumar |rivista=Astrophysical Journal |anno=1963 |volume=137 |numero= |pagine=1126-1128 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1963ApJ...137.1126K |doi=10.1086/147590 |accesso=10 ottobre 2013}}</ref>. 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<ref name=Kumar/>. Nomi alternativi erano ''[[planetar]]'' e ''[[Oggetto substellare|substella]]''. La denominazione di ''nana bruna'' fu proposta per la prima volta nel 1975 da [[Jill Tarter]]<ref name=Basri >{{cita web |url=http://astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/SciAm-book.pdf |titolo=The discovery of Brown Dwarf |accesso= 7 ottobre 2013 |formato=PDF |autore=Gibor Basri |editore=University of California, Berkeley Astronomy Department}}</ref>.
Le prime teorie sulla natura di questi oggetti suggerivano che gli oggetti di [[Popolazioni stellari|Popolazione I]] aventi una massa inferiore a 0,07 [[massa solare|M<sub>☉</sub>]] e gli oggetti di [[Popolazioni stellari|popolazione II]] aventi una massa inferiore a 0,09 M<sub>☉</sub> non sarebbero mai evoluti come normali stelle e sarebbero diventati [[Stella degenere|stelle degeneri]]<ref name=Kumar/>. Solo alla fine degli [[Anni 1980|anni ottanta]] si cominciò a comprendere che corpi aventi una massa superiore a circa 0,013 M<sub>☉</sub> 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 [[Spettro visibile|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.
Le supergiganti blu sono di due tipi: o si tratta di stelle che hanno appena lasciato la sequenza principale e che hanno iniziato il loro tragitto verso la zona delle supergiganti rosse oppure erano supergiganti rosse che a seguito di perdite di massa, del [[flash dell'elio]] o di altri meccanismi come la opacizzazione di alcuni strati interni sono tornate a contrarsi e hanno ripercorso a ritroso il tragitto verso la zona delle supergiganti blu<ref name=Hideyuki>{{cita pubblicazione |titolo=Evolution of blue supergiants and α Cygni variables: puzzling CNO surface abundances |autore=Hideyuki Saio |autore2=Cyril Georgy |autore3= Georges Meynet |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2013 |volume=433 |numero=2 |pp=1246-1257 |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.433.1246S/abstract |doi=10.1093/mnras/stt796 |accesso=16 maggio 2024}}</ref>. Un possibile modo per distinguere i due tipi di supergiganti blu si basa sulla misura delle abbondanze degli [[Elemento chimico|elementi]] prodotti dal [[Ciclo del carbonio-azoto-ossigeno|ciclo CNO]] sulla superficie della stella. Infatti, durante lo stadio di supergigante rossa tali prodotti vengono portati in superficie dal [[Dragaggio (astronomia)|dragaggio]] e quindi le loro abbondanze risultano molto maggiori nelle supergiganti blu che sono passate attraverso tale stadio<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Quantitative spectroscopy of BA-type supergiants |autore=N. Przybilla ''et al.'' |rivista=Astronomy & Astrophysics |anno=2006 |volume=445 |numero=3 |pp=1099-1126 |url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2006/03/aa3832-05/aa3832-05.html |doi=10.1051/0004-6361:20053832 |accesso=20 maggio 2024}}</ref>.
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: poiché più della metà delle stelle esistenti sono [[stella binaria|sistemi binari]] ci si può aspettare che la compagna di alcune di esse sia una nana bruna. Inoltre, l'osservazione visiva della nana bruna non è in questi casi necessaria, ma è sufficiente il rilevamento della loro presenza mediante il [[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari#Metodo delle velocità radiali|metodo delle velocità radiali]]. Un altro metodo consiste nell'osservazione degli [[Ammasso stellare|ammassi stellari]]: poiché nelle prime fasi della loro esistenza le nane brune sono relativamente più luminose a causa della fusione del deuterio e poiché gli ammassi stellari sono formazioni relativamente giovani, si può sperare di osservare fra gli oggetti più deboli e rossi degli ammassi anche delle nane brune. Un terzo metodo consiste nel fatto che anche le stelle di massa più piccola bruciano il litio entro 100 milioni di anni dalla loro formazione, mentre le nane brune aventi massa inferiore a 0,05 M<sub>☉</sub> non lo bruciano mai. La presenza di litio nello spettro di un corpo costituisce quindi una evidenza che si tratti di una nana bruna<ref name=Basri/>.
Quando diventano supergiganti le stelle massicce, oltre a dilatarsi, aumentano la loro luminosità. Tuttavia, l'innalzamento di luminosità a cui le supergiganti blu vanno incontro dopo l'abbandono della sequenza principale è molto meno drammatico di quello che avviene nelle stelle di massa intermedia, quando diventano [[Stella gigante|stelle giganti]]. Una stella gigante, specie se appartiene al ramo [[ramo asintotico delle giganti]], può avere una luminosità diverse migliaia di volte maggiore rispetto alla stella di sequenza principale da cui si è evoluta, mentre le supergiganti innalzano la loro luminosità di circa tre-cinque volte. Di conseguenza, mentre le stelle con massa simile a quella del Sole percorrono una traccia nel diagramma H-R che le porta verso l'alto e verso la destra nel diagramma stesso, le supergiganti lasciano una traccia quasi orizzontale nel diagramma, dalla parte alta sinistra alla parte alta destra (si ricordi che la scala del diagramma HR in ascissa è [[Scala logaritmica|logaritmica]]). Tendenzialmente più una stella è massiccia, meno marcato sarà l'innalzamento della sua luminosità quando esce dalla sequenza principale<ref name=ekstrom/>. Ciò è determinato dal fatto che nelle stelle di grande massa i cambiamenti interni al nucleo, con l'innesco successivo di [[Reazione nucleare|reazioni nucleari]] che coinvolgono elementi sempre più pesanti, avvengono talmente velocemente che gli strati più esterni non hanno tempo di rispondere a tali cambiamenti e si modificano in modo relativamente limitato<ref name=Pettini>{{cita web |url=https://people.ast.cam.ac.uk/~pettini/Stellar%20Structure%20Evolution/Lecture15.pdf |titolo=Post-Main Sequence Evolution II: Massive Stars |autore=M. Pettini |sito=Institute of Astronomy, University of Cambridge |accesso=2 giugno 2024}}</ref>.
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 [[Università della California, Los Angeles|UCLA]] individuarono una debole compagna della [[nana bianca]] GD 165, alla distanza di 120 [[Unità astronomica|UA]] dalla principale<ref name=Becklin>{{cita pubblicazione |titolo=A low-temperature companion to a white dwarf star |autore=E. E. Becklin, B. Zuckerman |rivista=Nature |anno=1988 |volume=336 |numero= |pagine=656-658 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Natur.336..656B |doi=10.1038/336656a0 |accesso=13 ottobre 2013}}</ref>. Lo spettro di {{TA|GD 165 B}} mostrava picchi di radiazione molto spostasti verso l'infrarosso. Divenne chiaro che {{TA|GD 165 B}} era un oggetto più freddo rispetto alla [[nana rossa]] meno calda fino ad allora conosciuta, avendo una [[Temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura superficiale]] di 2100 [[Kelvin|K]]<ref name=Becklin/>. Non fu subito chiaro se {{TA|GD 165 B}} fosse una stella di massa molto piccola oppure una nana bruna<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Companions to white dwarfs - Very low-mass stars and the brown dwarf candidate GD 165B |autore=B. Zuckerman, E. E. Becklin |rivista=Astrophysical Journal |anno=1992 |volume=386 |numero= |pagine=260-264 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1992ApJ...386..260Z&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/171012 |accesso=13 ottobre 2013}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The unique spectrum of the brown dwarf candidate GD 165B and comparison to the spectra of other low-luminosity objects |autore=J. D. Kirkpatrick; T. J. Henry, J. Liebert |rivista=Astrophysical Journal |anno=1993 |volume=406 |numero=2 |pagine=701-707 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ...406..701K&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/172480 |accesso=13 ottobre 2013}}</ref>. Successivamente si scoprì che, benché la massa di {{TA|GD 165 B}} sia vicina a quella di transizione fra le nane brune e le stelle, essa è probabilmente una nana bruna<ref>{{cita pubblicazione |titolo=An Improved Optical Spectrum and New Model FITS of the Likely Brown Dwarf GD 165B |autore=J. D. Kirkpatrick ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=1999 |volume=519 |numero=2 |pagine=834-843 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1999ApJ...519..834K&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/307380 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>.
[[File:Treasures3.jpg|250px|sinistra|thumb|[[Rigel]] e la nebulosa [[IC 2118]] da essa illuminata.]]
Per alcuni anni {{TA|GD 165 B}} è rimasto l'unico oggetto scoperto aventi le sue peculiari caratteristiche. Nel 1995 tuttavia venne identificato un oggetto le cui caratteristiche 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<ref name=Rebolo>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster |autore=R. Rebolo, M. R. Zapatero Osorio, E. L. Martín |rivista=Nature |anno=1995 |volume=377 |numero= 6545 |pagine=129-131 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/1995Natur.377..129R |doi=10.1038/377129a0 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>. Questo oggetto fu osservato nell'[[Ammasso aperto|ammasso]] delle [[Pleiadi (astronomia)|Pleiadi]] nel gennaio 1994 tramite le immagini raccolte da un team dell'[[Instituto de Astrofísica de Canarias]], che utilizzò un telescopio di 80 cm; successivamente, il tuo spettro fu rilevato tramite il [[William Herschel Telescope]] di 4,2 m situato a [[Roque de los Muchachos]] ([[Las Palmas de Gran Canaria|Las Palmas]])<ref name=Rebolo/>. Nel novembre 1995 Teide 1 fu poi osservata tramite i [[Telescopi Keck]] situati nelle isole [[Hawaii]]<ref name=Rebolo1>{{cita pubblicazione |titolo=Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test |autore=R. Rebolo ''et al.'' |rivista=Astrophysical Journal Letters |anno=1996 |volume=469 |numero= |pagine=L53-L56 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...469L..53R |doi=10.1086/310263 |accesso=22 ottobre 2013}}</ref>. Lo spettro ricavato tramite questo telescopio e il fatto che la distanza e l'età delle Pleiadi siano conosciuti ha permesso di determinare che la massa di Teide 1 è di circa 55 M<sub>J</sub>, ben al di sotto del limite che divide le stelle dalle nane brune. Inoltre, nello spettro dell'oggetto è stata identificata la linea a 670,8 [[Nanometro|nm]] del litio, indice del fatto che all'interno del suo nucleo non sono avvenute [[Fusione nucleare|reazioni termonucleari]] di fusione dell'idrogeno. La sua temperatura superficiale di Teide 1 si aggira intorno ai 2600 K<ref name=Rebolo1/>. Nel 1999, con l'avvento del [[Two Micron All-Sky Survey|2MASS]], il team guidato da [[J. Davy Kirkpatrick]] scoprì diversi altri oggetti aventi caratteristiche simili a quelle di {{TA|GD 165 B}} e di Teide 1, che vennero raccolti in una nuova classe spettrale, avente la sigla "L"<ref name=Kirkpatrick>{{cita pubblicazione |titolo=Dwarfs Cooler than ``M'': The Definition of Spectral Type ``L'' Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS) |autore=J. D. Kirkpatrick ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=1999 |volume=519 |numero=2 |pagine= 802-833 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1999ApJ...519..802K&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/307414 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>.
I dettagli dell'evoluzione delle stelle massicce non sono ancora noti con precisione, dato che si tratta di stelle rare o estremamente rare. In ogni caso, a grandi linee, possiamo delineare il seguente modello: le stelle di massa compresa fra 8-10 M<sub>☉</sub> e 15-17 M<sub>☉</sub><ref name=Pettini/><ref name=Maynet>{{cita web |url=https://www.eso.org/sci/meetings/2013/DSLG/Presentations/S_III-Meynet.pdf |titolo=The evolution of massive stars |autore=G. Meynet |sito=European Southern Observatory |accesso=2 giugno 2024}}</ref>, quando escono dalla sequenza principale, passano allo stadio di supergigante blu e poi attraversano in tempi astronomicamente brevi il diagramma H-R per arrivare nella zona delle supergiganti rosse. La relativa velocità del passaggio nella zona delle supergiganti gialle spiega come mai è possibile osservare solo un ridotto numero di stelle di questo tipo<ref>{{cita web |url=https://rasc-vancouver.com/2020/11/04/rare-yellow-supergiants/ |titolo=Rare Yellow Supergiants |editore=Royal Astronomical Society of Canada |accesso=9 giugno 2024}}</ref>. Le stelle di questa massa subiscono moderate perdite di massa durante le diverse fasi della loro evoluzione, cosa che le permette di conservare uno spesso inviluppo di idrogeno intorno al loro nucleo. Esse quindi esplodono in [[Supernova di tipo II|supernovae di tipo II-P]], cioè in [[supernova|supernove]] che manifestano le linee dell'idrogeno nei loro [[Spettroscopia|spettri]]<ref name=heger>{{cita pubblicazione|doi=10.1086/308158|titolo=Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars. I. Numerical Method and Evolution of the Internal Stellar Structure|rivista=The Astrophysical Journal|volume=528|pp=368–396|anno=2000|cognome1=Heger|nome1=A.|cognome2=Langer|nome2=N.|cognome3=Woosley|nome3=S. E.|bibcode=2000ApJ...528..368H|arxiv = astro-ph/9904132 |accesso=9 giugno 2024}}</ref>. Almeno alcune di queste supergiganti rosse vanno incontro ai cosiddetti ''anelli blu'' (''Blue loop'' in inglese), cioè periodicamente si contraggono, aumentano la loro temperatura superficiale e quindi si spostano verso la parte sinistra del diagramma H-R per poi ridiventare supergiganti rosse. Le ragioni per cui questo accade sono oggetto di speculazione. Potrebbe essere dovuto all'opacità di alcuni strati o a un mescolamento degli strati interni della stella o alla conformazione degli strati stessi<ref name=Maynet /><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The evolutionary properties of the blue loop under the influence of rapid rotation and low metallicity |autore=L. Zhao ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2023 |volume=674 |pp=A15 |url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/06/aa45665-22/aa45665-22.html |doi=10.1051/0004-6361/202245665 |accesso=14 giugno 2024}}</ref><ref name=Hideyuki />.
[[File:Relative star sizes.svg|thumb|300px|left|Dimensioni relative stimate di [[Giove (astronomia)|Giove]], delle nane brune [[Gliese 229 B]] e [[Teide 1]], della [[nana rossa]] [[Gliese 229|Gliese 229 A]] e del [[Sole]].]]
Nel frattempo però era stato osservato un oggetto avente una temperatura superficiale ancora minore di quella di {{TA|GD 165 B}} e di Teide 1: si trattava di [[Gliese 229 B]], la cui scoperta fu annunciata il 1° dicembre 1995 tramite un articolo pubblicato sulla rivista ''[[Science]]''<ref name=Oppenheimer >{{cita pubblicazione |titolo=Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B |autore=B. R. Oppenheimer ''et al.'' |rivista=Science |anno=1995 |volume=270 |numero= 5241 |pagine= 1478-1479 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1995Sci...270.1478O&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1126/science.270.5241.1478 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>. {{TA|Gliese 229 B}} è la compagna della nana rossa [[Gliese 229|Gliese 229 A]] e presenta [[Linea spettrale|linee di assorbimento]] del [[metano]] a 2 [[Micrometro (unità di misura)|μm]], il che implica una temperatura superficiale inferiore a 1300 K. La linea del metano era fino ad allora stata osservata solo nell'atmosfera di [[Gigante gassoso|pianeti giganti gassosi]] e nell'atmosfera di una delle [[Satellite naturale|lune]] di [[Saturno (astronomia)|Saturno]], [[Titano (astronomia)|Titano]]. La comparsa di tale linea non è dunque prevista alle temperature delle stelle di [[sequenza principale]]. Inoltre ci sono indicazioni della presenza di [[vapore acqueo]] nell'[[atmosfera]]di {{TA|Gliese 229 B}}<ref name=Oppenheimer/>. Poiché la nana bruna ha una grande separazione dalla primaria, la sua orbita non è stata ancora definita e quindi la sua massa è ancora incerta. Essa comunque dovrebbe essere compresa fra 30 e 55 M<sub>J</sub><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Atmospheric, Evolutionary, and Spectral Models of the Brown Dwarf Gliese 229 B |autore=M. S. Marley ''et al.'' |rivista=Science |anno=1996 |volume=272 |numero=5270 |pagine=1919-1921 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1996Sci...272.1919M&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1126/science.272.5270.1919 |accesso=28 ottobre 2013}}</ref>. {{TA|Gliese 229 B}} è considerata il prototipo delle nane brune di classe spettrale T, aventi temperatura superficiale minore di quelle di classe L<ref name=Kirkpatrick/><ref name="kirk_ApJ">{{cita pubblicazione |titolo=New Spectral Types L and T |autore= J. Davy Kirkpatrick|rivista= Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics |anno=2005 |volume=43 |numero=1 |pagine=195–246 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ARA&A..43..195K |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 |accesso=28 ottobre 2013}}</ref>
Le stelle con massa iniziale superiore a 15-17 M<sub>☉</sub> subiscono ingenti perdite di massa durante la loro evoluzione, tali da costituire un fattore rilevante per la loro traiettoria evolutiva e per il loro destino finale. Le meno massicce fra le stelle di questo tipo (indicativamente quelle con masse inferiori a ≈{{M|25|ul=masse solari}}) sperimentano perdite di massa importanti a causa dei loro [[Vento stellare|venti stellari]], ma non tali da rimuovere completamente lo strato di idrogeno che avvolge i loro nuclei. Esse quindi terminano la loro esistenza come supergiganti rosse esplodendo in [[Supernova di tipo II|supernovae di tipo II-L e IIb]], nelle quali le [[Linea spettrale|linee]] dell'idrogeno sono inizialmente presenti, ma scompaiono dopo breve tempo<ref name=woosley>{{cita pubblicazione|doi=10.1103/RevModPhys.74.1015|titolo=The evolution and explosion of massive stars|rivista=Reviews of Modern Physics|volume=74|numero=4|pp=1015–1071|anno=2002|cognome1=Woosley|nome1=S. E.|cognome2=Heger|nome2=A.|cognome3=Weaver|nome3=T. A.|bibcode=2002RvMP...74.1015W| accesso=15 giugno 2024}}</ref>. Le stelle con massa iniziale superiore a ≈{{M|25|ul=masse solari}} subiscono perdite di massa così ingenti tali da rimuovere completamente l'inviluppo di idrogeno che circonda il loro nucleo. Esse quindi, dopo essere passate dalla zona delle supergiganti rosse, tornano verso quella delle supergiganti blu perché la perdita degli strati superficiali mette a nudo zone più profonde e più calde. Se la perdita di massa è particolarmente elevata questi astri evolvono in [[Stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]] e esplodono in [[Supernovae di tipo Ib e Ic|supernovae di tipo Ib]], in cui le linee dell'idrogeno non sono presenti<ref name=meynet/>.
Dopo queste prime scoperte, le identificazioni di nane brune si sono moltiplicate. Alla fine del 2012 erano conosciute 1812 nane brune<ref name="DwarfArchives">{{cita web |url=http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/ARCHIVE/index.shtml |titolo=DwarfArchives.org: Photometry, spectroscopy, and astrometry of M, L, and T dwarfs |accesso= 28 ottobre 2013 |editore=caltech.edu |autore=C. Gelino, J. D. Kirkpatrick, A. Burgasser }}</ref>. Alcune di esse sono relativamente vicine alla Terra come la coppia {{STL|Epsilon|Ind}} Ba e Bb, due nane brune gravitazionalmente legate fra loro orbitanti intorno a una stella distante 12 anni luce dal sistema solare<ref name="simbad">{{Cita web | titolo=SIMBAD Query Result: eps Ind B -- Brown Dwarf | editore=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] | opera=[[SIMBAD]] | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Epsilon+Indi+B&submit=SIMBAD+search | accesso=29 ottobre 2013}}</ref>, o come [[WISE 1049-5319]], un sistema binario di nane brune distante 6,5 anni luce<ref name="PennState"/>.
Le stelle con massa iniziale superiore a ≈{{M|40|ul=masse solari}}<ref name=Maynet/> (in alcuni modelli, ≈30 M<sub>☉</sub><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Temperatures of Red Supegiants |autore=Ben Davies |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2013 |volume=767 |numero=1 |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/767/1/3/meta |doi=10.1088/0004-637X/767/1/3 |accesso=20 giugno 2024 |etal=si}}</ref>) diventano, dopo essere uscite dalla sequenza principale ed essere entrate nella zona delle supergiganti blu, [[Variabile S Doradus|variabili LBV]], le quali perdono in periodiche eruzioni ingenti quantitativi di massa, tali da rimuovere completamente l'inviluppo esterno di idrogeno prima che possano evolvere in supergiganti rosse. Queste stelle quindi passano direttamente dallo stadio di supergigante blu a quello di stella di Wolf-Rayet. È possibile che stelle con massa eccezionalmente elevata (>{{M|80|ul=masse solari}}<ref name=ekstrom/>) passino direttamente dalla sequenza principale allo stadio di stella di Wolf-Rayet senza passare neppure dalla zona delle supergiganti blu<ref name=meynet>{{cita pubblicazione|autore=Georges Meynet ''et al.'' |titolo=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective|pp=266–278|volume=80|numero=39|rivista=Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011BSRSL..80..266M/abstract|doi=10.48550/arXiv.1101.5873 |anno=2011}}</ref>.
== Osservazione e classi spettrali ==
Le nane brune possono essere distinte sulla base delle diverse caratteristiche dei loro [[Spettroscopia|spettri]]. Ciò permette di suddividerle in quattro classi: M, L, T e Y.
Bisogna sottolineare che i valori di massa dati in questa descrizione sono solo indicativi sia perché i modelli che cercano di descrivere l'evoluzione delle stelle massicce sono ancora approssimativi sia perché l'evoluzione di una stella massiccia non dipende solo dalla massa, ma anche da altri fattori. In generale, una elevata [[metallicità]] determina perdite di massa più elevate e quindi favorisce il ritorno della stella nella zona delle supergiganti blu o la sua persistenza in questa zona<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Stellar evolution with rotation. VII. . Low metallicity models and the blue to red supergiant ratio in the SMC |autore=A. Maeder, G. Meynet |rivista=Maeder, A. ; Meynet, G. |anno=2001 |volume=373 |pp=555-571 |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2001A%26A...373..555M/abstract |doi= 10.1051/0004-6361:20010596 |accesso=24 giugno 2024}}</ref>. Altri fattori che possono influire sulla perdita di massa sono velocità di rotazione della stella durante la permanenza nella sequenza principale e dall'efficienza delle [[Zona convettiva|zone convettive]] della stella nei vari stadi della sua evoluzione<ref name=Langer12 /><ref name=eggenberger>{{cita pubblicazione | cognome1 = Eggenberger | nome1 = P. | cognome2 = Meynet | nome2 = G. | cognome3 = Maeder | nome3 = A. | titolo = Modelling massive stars with mass loss | rivista = Communications in Asteroseismology | anno = 2009 | volume = 158 | p = 87 | url=https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/2009CoAst.158...87E|accesso=6 luglio 2024}}</ref>.
=== Classe M ===
Alcune nane brune presentano spettri simili a quelle delle stelle di classe M6,5 o successive. Si tratta delle nane brune a più elevata temperatura superficiale ({{TA|2.700 - 2.200 K}}<ref name=Reid>{{cita web |url=http://www-int.stsci.edu/~inr/ldwarf3.html |titolo=L dwarf characteristics |autore=Neill Reid |editore=Space Telescope Science Institute |accesso=4 novembre 2013 }}</ref>) e quindi più giovani. Come le stelle di tipo M, i loro spettri sono caratterizzati dall'assenza delle linee dell'idrogeno e dalla debolezza o assenza di linee appartenenti a metalli ionizzati. Sono invece presenti le linee di metalli neutri e di molecole, in particolare le linee dell'[[Monossido di titanio|ossido di titanio]] (TiO) e l'[[Anidride vanadica|ossido di vanadio]] (VO)<ref>{{cita web |url=http://zebu.uoregon.edu/~imamura/122/lecture-4/mk.html |titolo=Morgan-Keenan Spectral Classification |accesso=4 novembre 2013 }}</ref><ref>{{cita web |url=http://www-int.stsci.edu/~inr/ldwarf.html |titolo=Spectral Classification of late-type dwarfs | autore=Neill Reid | editore=Space Telescope Science Institute |accesso=4 novembre 2013 }}</ref>.
L'evoluzione delle stelle massicce può essere anche significativamente condizionata dalla loro natura di [[Stella binaria|binarie]]. Infatti, molte stelle massicce sono binarie e se le due componenti sono sufficientemente vicine possono influenzarsi fra loro in molteplici modi. In primo luogo, una stella supergigante può donare alla sua compagna vicina del materiale che viene strappato dalla sua superficie e che si va ad accumulare su quella della compagna<ref name=Langer12/>. I trasferimenti di massa possono essere cospicui, corrispondenti anche al 50% della massa della stella donatrice<ref>{{Cita conferenza | autore=N. Langer ''et al.'' |titolo=Binary Evolution Models with Rotation |data=26 maggio 2016 | conferenza=
=== Classe L ===
Symposium - International Astronomical Union| |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge |pp= 535-544 |DOI=10.1017/S0074180900196160 | id= |url=https://www.cambridge.org/core/journals/symposium-international-astronomical-union/article/binary-evolution-models-with-rotation/ED3A991CBDD987CDC33D8979107A8B6F |formato=pdf |accesso=10 luglio 2024 }}</ref>. Tali trasferimenti di massa trovano tuttavia un limite nel fatto che assieme alla massa viene trasferito alla stella che si accresce [[momento angolare]]. Quando la stella che si accresce raggiunge [[velocità angolare]] critica, oltre la quale la stella perderebbe stabilità, essa non può ricevere ulteriore massa dalla stella donatrice. Non è ben chiaro il destino della massa perduta dalla stella donatrice ma non ricevuta dalla compagna: forse essa va a creare un disco intorno alla compagna, che poi viene disperso dalla sua [[radiazione]] o dal suo [[vento stellare]]<ref name=Langer12/>.
In secondo luogo, le binarie particolarmente strette, con un [[periodo di rivoluzione]] uguale o inferiore a 2 giorni, sono per lo più destinate a fondersi. Circa un quarto delle stelle di classe O si trova in questa condizione<ref name=Langer12/>. Gli esiti di simili fusioni non sono stati ancora ben compresi e dipendono dallo stato evolutivo delle due componenti al momento della unione. Se, per esempio, una delle due componenti è nella fase di fusione dell'elio mentre l'altra è ancora nella sequenza principale, l'esito dell'unione sembra essere una stella con un nucleo di elio, in cui avvengono processi di fusione nucleare, ma che è più piccolo rispetto a quello usuale nelle stelle di uguale massa. Stelle che hanno subito una unione di questo tipo evolvono probabilmente in supergiganti blu, ma, dato il loro nucleo sottodimensionato di elio, non raggiungono mai lo stadio di supergiganti rosse o di stelle di Wolf-Rayet, ma concludono la loro esistenza esplodendo in supernovae mentre si trovano ancora nello stadio di supergiganti blu<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Binary progenitor models of type IIb supernovae |autore=J. S. W. Claeys ''et al.'' |rivista=Astronomy & Astrophysics |anno=2011 |volume=528 |pp=A131 |url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2011/04/aa15410-10/aa15410-10.html |doi=10.1051/0004-6361/201015410 |accesso=5 dicembre 2024}}</ref>.
[[Image:L-dwarf-nasa-hurt.png|thumb|220 px|right|Immagine artistica di un oggetto di classe L]]
La classe L è stata chiamata così perché la lettera ''L'' è alfabeticamente la più vicina alla ''M'' tra le lettere non ancora utilizzate nella [[classificazione stellare]]. La lettera ''N'' è infatti già utilizzata per alcune [[Stella al carbonio|stelle al carbonio]]<ref name=Kirkpatrick/>. È bene precisare che ''L'' non sta però per "[[litio]]" in quanto molti degli oggetti di classe L non esibiscono le righe di questo elemento nei loro spettri. Hanno temperature superficiali comprese fra 2.200 e 1.200 K<ref name=Reid/>, si presentano di colore rosso chiaro fino ad un rosso intenso ed emettono la maggior parte della loro radiazione nell'[[Radiazione infrarossa|infrarosso]]. Nei loro spettri sono dominanti le molecole e i metalli neutri, in particolare gli [[Idruro|idruri]] (FeH, CrH, MgH, CaH) e i [[metalli alcalini]] ([[Sodio|Na]] I, [[potassio|K]] I, [[Cesio (elemento)|Cs]] I, [[Rubidio|Rb]] I)<ref name="kirk_ARAA">{{cita pubblicazione |titolo=Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS) |autore=J. Davy Kirkpatrick et al. |rivista=Astrophysical Journal |anno=1999 |volume=519 |numero=2 |pagine=802–833 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...519..802K |doi=10.1086/307414 |accesso=2 febbraio 2012}}</ref><ref name="kirk_ApJ">{{cita pubblicazione |titolo=New Spectral Types L and T |autore= J. Davy Kirkpatrick|rivista= Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics |anno=2005 |volume=43 |numero=1 |pagine=195–246 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ARA&A..43..195K |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 |accesso=2 febbraio 2012}}</ref>. Non sono invece presenti l'ossido di titanio (TiO) e l'ossido di vanadio (VO), che invece caratterizzano gli spettri delle stelle di tipo M meno calde. Anche la classe L, come le altre classi spettrali, è stata suddivisa in 10 sottoclassi, da L0 a L9, aventi temperature superficiali decrescenti: un oggetto è assegnato a una di queste classi sulla base delle caratteristiche delle proprie linee spettrali<ref name="kirk_ARAA"/>.
Higher mass red supergiants blow away their outer atmospheres and evolve back to blue supergiants, and possibly onwards to Wolf–Rayet stars.<ref name=origlia>{{Cite journal | last1 = Origlia | first1 = L. | last2 = Goldader | first2 = J. D. | last3 = Leitherer | first3 = C. | last4 = Schaerer | first4 = D. | last5 = Oliva | first5 = E. | title = Evolutionary Synthesis Modeling of Red Supergiant Features in the Near‐Infrared | doi = 10.1086/306937 | journal = The Astrophysical Journal | volume = 514 | issue = 1 | pages = 96–108 | year = 1999 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/9810017 |bibcode = 1999ApJ...514...96O }}</ref><ref name=lmcysg>{{Cite journal|arxiv=1202.4225|author1=Neugent|author2=Philip Massey|author3=Brian Skiff|author4=Georges Meynet|title=Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud|journal=The Astrophysical Journal|volume=749|issue=2|pages=177|date=2012|doi=10.1088/0004-637X/749/2/177|bibcode = 2012ApJ...749..177N }}</ref> Depending on the exact mass and composition of a red supergiant, it can execute a number of blue loops before either exploding as a [[type II supernova]] or finally dumping enough of its outer layers to become a blue supergiant again, less luminous than the first time but more unstable.<ref name=rotating>{{Cite journal | last1 = Maeder | first1 = A. | last2 = Meynet | first2 = G. | doi = 10.1051/0004-6361:20010596 | title = Stellar evolution with rotation. VII | journal = Astronomy and Astrophysics | volume = 373 | issue = 2 | pages = 555–571 | year = 2001 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/0105051 |bibcode = 2001A&A...373..555M }}</ref> If such a star can pass through the yellow evolutionary void it is expected that it becomes one of the lower luminosity LBVs.<ref name=stothers>{{Cite journal | last1 = Stothers | first1 = R. B. | last2 = Chin | first2 = C. W. | doi = 10.1086/322438 | title = Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars | journal = The Astrophysical Journal | volume = 560 | issue = 2 | pages = 934 | year = 2001 | pmid = | pmc = |bibcode = 2001ApJ...560..934S }}</ref>
Giova sottolineare che non tutti gli oggetti di classe L sono nane brune, anzi solo un terzo degli oggetti appartenenti a questa classe spettrale lo è. Gli altri due terzi sono costituiti da [[Stella subnana|stelle subnane]] di piccola massa eccezionalmente fredde. Sembra tuttavia che la temperatura superficiale minima possedute dalle stelle che fondono l'idrogeno sia circa 1.750 K. Ciò significa che le stelle nane più fredde sono di classe L4-6. Gli oggetti appartenenti alle classi successive sono tutti delle nane brune<ref name="kirk_ARAA"/>. Non è escluso che anche un piccolo numero di stelle di grande massa possa essere di classe L, ma la formazione di tali stelle non avviene secondo i normali meccanismi di [[formazione stellare]], ma tramite meccanismi esotici, come la fusione di due supergiganti. Un esempio è forse [[V838 Monocerotis]]<ref name="Evans2003">{{Cita pubblicazione | cognome = Evans | nome = A. | coautori = ''et al.'' | titolo = V838 Mon: an L supergiant? | rivista = Monthly Notice of the Royal Astronomical Society | volume = 343 | numero = 3 | pagine = 1054-1056 | data = agosto 2003 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.343.1054E | doi = 10.1046/j.1365-8711.2003.06755.x | accesso=19 novembre 2013 }}</ref>.
Lo studio degli oggetti di classe L è complicato dal fatto che le loro atmosfere sono sufficientemente fredde da permettere la formazione di grani di polvere, che assorbono la radiazione e la riemettono a [[Lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] maggiori. Ciò ha anche degli effetti sul calcolo della temperatura dell'intera atmosfera. I modelli di questi oggetti devono quindi cercare di simulare gli effetti prodotti dai grani di polvere<ref name=Reid/>.
Supernova progenitors are most commonly red supergiants and it was believed that only red supergiants could explode as supernovae. [[SN 1987A]], however, forced astronomers to re-examine this theory, as its progenitor, [[Sanduleak -69° 202]], was a B3 blue supergiant.<ref>{{Cite book | last1 = Smith | first1 = N. | last2 = Immler | first2 = S. | last3 = Weiler | first3 = K. | doi = 10.1063/1.2803557 | chapter = Galactic Twins of the Nebula Around SN 1987A: Hints that LBVs may be supernova progenitors | title = AIP Conference Proceedings | journal = Aip Conf.proc | volume = 937 | pages = 163–170 | year = 2007 | pmid = | pmc = |arxiv = 0705.3066 }}</ref> Now it is known from observation that almost any class of evolved high-mass star, including blue and yellow supergiants, can explode as a supernova although theory still struggles to explain how in detail.<ref name=galyam>{{Cite journal | last1 = Gal-Yam | first1 = A. | last2 = Leonard | first2 = D. C. | doi = 10.1038/nature07934 | title = A Massive Hypergiant Star as the Progenitor of the Supernova SN 2005gl | journal = Nature | volume = 458 | issue = 7240 | pages = 865–867 | year = 2009 | pmid = 19305392 | url = http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2009/13/pdf.pdf | bibcode = 2009Natur.458..865G | access-date = 2015-08-28 | archive-url = https://web.archive.org/web/20160303224705/http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2009/13/pdf.pdf | archive-date = 2016-03-03 | url-status = dead }}</ref> While most supernovae are of the relatively homogeneous type II-P and are produced by red supergiants, blue supergiants are observed to produce supernovae with a wide range of luminosities, durations, and spectral types, sometimes sub-luminous like SN 1987A, sometimes super-luminous such as many type IIn supernovae.<ref name=mauerhan>{{cite arXiv|eprint=1209.6320v2|author1=Mauerhan|author2=Nathan Smith|author3=Alexei Filippenko|author4=Kyle Blanchard|author5=Peter Blanchard|author6=Casper|author7=Bradley Cenko|author8=Clubb|author9=Daniel Cohen|title=The Unprecedented Third Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a Supernova|class=astro-ph.SR|date=2012}}</ref><ref name=kleiser>{{cite journal | last1 = Kleiser | first1 = I. | last2 = Poznanski | first2 = D. | last3 = Kasen | first3 = D. | last4 = Filippenko | first4 = A. V. | last5 = Chornock | first5 = R. | last6 = Ganeshalingam | first6 = M. | last7 = Kirshner | first7 = R. P. | last8 = Li | first8 = W. | last9 = Matheson | first9 = T. | title = The Peculiar Type II Supernova 2000cb | date = 2011 | journal = Bulletin of the American Astronomical Society | volume = 43 | bibcode = 2011AAS...21733726K | page = 33726 |display-authors=3}}</ref><ref name=georgy>{{Cite journal | last1 = Georgy | first1 = C. | doi = 10.1051/0004-6361/201118372 | title = Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants? | journal = Astronomy & Astrophysics | volume = 538 | pages = L8–L2 | year = 2012 | pmid = | pmc = |arxiv = 1111.7003 |bibcode = 2012A&A...538L...8G }}</ref>
Nel 2013 erano state individuate più di 900 nane brune di classe L<ref name="DwarfArchives"/>, per lo più mediante campagne di rilevamento su grandi porzioni della volta celeste, come la Two Micron All Sky Survey ([[2MASS]]), la Deep Near Infrared Survey of the Southern ([[Deep Near Infrared Survey of the Southern|DENIS]]), la Sloan Digital Sky Survey ([[Sloan Digital Sky Survey|SDSS]]) e la Wide-field Infrared Survey Explorer ([[Wide-field Infrared Survey Explorer|WISE]]).
==Properties==
:''Esempi:'' {{STL|VW|Hyi}}, la binaria [[2MASSW J0746425+2000321]], la cui componente A è una piccola stella di classe L e la componente B una nana bruna di classe L<ref>{{cita web |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/51/image/a Ultra-cool |titolo= Diminutive Star Weighs In |editore=HubbleSite |accesso=19 novembre 2013 |data=15 giugno 2004 }}</ref>, [[LSR 1610-0040]] (subnana)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=LSR 1610-0040: The First Early-Type L Subdwarf |autore=Sébastien Lépine, Michael Rich, Michael Shara |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2003 |volume=591 |numero=1 |pagine=L49-L52 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2003ApJ...591L..49L |doi=10.1086/377069 |accesso=19 novembre 2013}}</ref>.
[[File:B2ii-spectra.png|480px|left|thumb|Spectrum of a B2 star.]]
Because of their extreme masses they have relatively short lifespans and are mainly observed in young cosmic structures such as [[open clusters]], the arms of [[spiral galaxies]], and in [[irregular galaxies]]. They are rarely observed in spiral galaxy cores, [[Elliptical galaxy|elliptical galaxies]], or [[globular clusters]], most of which are believed to be composed of older stars, although the core of the Milky Way has recently been found to be home to several massive open clusters and associated young hot stars.<ref name=center>{{Cite journal | last1 = Figer | first1 = D. F. | last2 = Kim | first2 = S. S. | last3 = Morris | first3 = M. | last4 = Serabyn | first4 = E. | last5 = Rich | first5 = R. M. | last6 = McLean | first6 = I. S. | doi = 10.1086/307937 | title = Hubble Space Telescope/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters near the Galactic Center | journal = The Astrophysical Journal | volume = 525 | issue = 2 | pages = 750 | year = 1999 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/9906299 |bibcode = 1999ApJ...525..750F | url = http://cds.cern.ch/record/390820/files/9906299.pdf }}</ref>
The best known example is [[Rigel]], the brightest star in the constellation of [[Orion (constellation)|Orion]]. Its mass is about 20 times that of the Sun, and its [[luminosity]] is around 117,000 times greater. Despite their rarity and their short lives they are heavily represented among the stars visible to the naked eye; their immense brightness is more than enough to compensate for their scarcity.
=== Classe T ===
[[Image:T-dwarf-nasa-hurt.png|thumb|220px|left|Immagine artistica di una nana di classe T]]
La classe T raccoglie oggetti con temperature superficiali comprese fra 700 e 1.300 K<ref name=Burgasser2002>{{cita pubblicazione |titolo=The Spectra of T Dwarfs. I. Near-Infrared Data and Spectral Classification |autore=A. Burgasser ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002 |volume=564 |numero=1 |pagine=421-451 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...564..421B&db_key=AST&high=3fbadb605a21766 |doi=10.1086/324033 |accesso=25 novembre 2013}}</ref>. Esse sono di colore rosso intenso fino ad un rosso scuro, quasi cupo, ed emettono gran parte della loro radiazione nell'infrarosso, risultando quindi molto deboli nella banda del visibile. I loro spettri sono dominati dalle linee di assorbimento H e K del [[metano]] (CH<sub>4</sub>), che sono invece assenti nelle nane di tipo L. Tali linee sono presenti anche nei spettri del [[Gigante gassoso|pianeti giganti]] del [[sistema solare]] e in quello di [[Titano (astronomia)|Titano]]. Le linee del [[monossido di carbonio]] sono presenti nelle prime sottoclassi del tipo T, ma scompaiono nelle classi successive alla T4. Non sono invece gli idruri (FeH, CrH), che caratterizzano invece gli oggetti di tipo L, mentre sono ancora osservabili i metalli alcalini (K I, Na I), sebbene questi comincino a scomparire intorno alle sottoclassi T7-T8<ref name=Burgasser2002/><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Toward Spectral Classification of L and T Dwarfs: Infrared and Optical Spectroscopy and Analysis |autore=T. R. Geballe ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002 |volume=564 |numero=1 |pagine= 466-481 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2002ApJ...564..466G |doi=10.1086/324078 |accesso=27 novembre 2013}}</ref>. Un'ulteriore caratteristica degli oggetti di classe T consiste nella condensazione dei grani di polvere presenti nelle atmosfere delle nane di classe L, che in tal modo precipitano nelle zone più interne del corpo celeste. Di conseguenza, le loro atmosfere, a differenza di quelle delle nane di classe L, sono relativamente libere da grani di polvere e pertanto più facilmente studiabili<ref name=Burgasser2002/>.
Blue supergiants have fast stellar winds and the most luminous, called [[hypergiants]], have spectra dominated by emission lines that indicate strong continuum driven mass loss. Blue supergiants show varying quantities of heavy elements in their spectra, depending on their age and the efficiency with which the products of [[stellar nucleosynthesis|nucleosynthesis]] in the core are convected up to the surface. Quickly rotating supergiants can be highly mixed and show high proportions of helium and even heavier elements while still burning hydrogen at the core; these stars show spectra very similar to a Wolf Rayet star.
A differenza degli oggetti di tipo L, che possono essere sia stelle che nane brune, gli oggetti di tipo T sono tutti nane brune. Nel 2013 erano state individuate 355 nane brune di classe T<ref name="DwarfArchives"/>.
While the stellar wind from a red supergiant is dense and slow, the wind from a blue supergiant is fast but sparse. When a red supergiant becomes a blue supergiant, the faster wind it produces impacts the already emitted slow wind and causes the outflowing material to condense into a thin shell. In some cases several concentric faint shells can be seen from successive episodes of mass loss, either previous blue loops from the red supergiant stage, or eruptions such as LBV outbursts.<ref name=chita>{{Cite journal | last1 = Chiţǎ | first1 = S. M. | last2 = Langer | first2 = N. | last3 = Van Marle | first3 = A. J. | last4 = García-Segura | first4 = G. | last5 = Heger | first5 = A. | title = Multiple ring nebulae around blue supergiants | doi = 10.1051/0004-6361:200810087 | journal = Astronomy and Astrophysics | volume = 488 | issue = 2 | pages = L37 | year = 2008 | pmid = | pmc = |arxiv = 0807.3049 |bibcode = 2008A&A...488L..37C }}</ref>
:''Esempi:'' [[SIMP 0136]] (la nana di classe T più luminosa scoperta nell'[[Emisfero celeste|emisfero boreale]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of the Brightest T Dwarf in the Northern Hemisphere |autore=Étienne Artigau ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2006 |volume=651 |numero=1 |pagine=L57–L60 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2006ApJ...651L..57A |doi=10.1086/509146 |accesso=27 novembre 2013}}</ref>), {{STL|Epsilon |Indi}} Ba e Bb.
===Examples Classe Y ===
* [[MACS J1149 Lensed Star 1]] (or [[Icarus (star)|Icarus]]) – most distant individual star detected
{{vedi anche|Sub-nana bruna|Pianeta interstellare}}
* [[Rigel]] (β Orionis), a blue-white (B-type) supergiant
[[Image:WISE 1828+2650 Brown dwarf.jpg|thumb|Right|Immagine artistica di una nana di classe Y]]
* [[UW Canis Majoris]] (UW CMa), a blue (O-type) supergiant
Il miglioramento delle tecniche osservazionali ha permesso di osservare oggetti a temperature via via più basse. Negli anni 2008 e 2009 sono state osservate nane brune con temperature comprese fra 500 e 600 K<ref name=Burningham>{{cita pubblicazione |titolo=Exploring the substellar temperature regime down to ~550K |autore=Ben Burningham ''et al.'' |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2008 |volume=391 |numero=1 |pagine=320-333 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.391..320B |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x |accesso=29 novembre 2013}}</ref><ref name=Leggett>{{cita pubblicazione |titolo=The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs |autore=S. K. Leggett ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2009 |volume=695 |numero=2 |pagine=1517-1526 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...695.1517L |doi=10.1088/0004-637X/695/2/1517 |accesso=29 novembre 2013}}</ref>. Esse furono assegnate alla classe T9. Tuttavia gli spettri di questi corpi celesti presentavano linee di assorbimento intorno ai 1550 [[Nanometro|nm]]<ref name=Leggett/>. Delorme ''et al.'' (2008) suggerirono che esse erano attribuibili alla presenza di [[ammoniaca]]; poiché tale elemento non era osservabile negli spettri di tipo T, questi studiosi ipotizzarono che esso indicasse la transizione dal tipo T a una nuova classe spettrale, cui assegnarono la lettera ''Y''. Raccolsero di conseguenza le nane osservate, aventi questa caratteristica, nella classe Y0<ref>{{cita pubblicazione |titolo=CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y brown dwarf transition? |autore=Delorme ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2008 |volume=482 |numero=3 |pagine=961-971 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...482..961D |doi=10.1051/0004-6361:20079317 |accesso=29 novembre 2013}}</ref>. Cionondimeno, la linea dell'ammoniaca è difficilmente distinguibile da quelle dell'[[acqua]] e del metano<ref name=Leggett/>; pertanto altri autori reputarono l'assegnazione alla classe Y0 come prematura<ref name=Burningham/>.
* [[Zeta Puppis]] (Naos), a blue (O-type) supergiant
==References==
Negli anni successivi, tuttavia, sono state osservate nane brune sempre più fredde<ref>{{cita pubblicazione |titolo=
{{reflist}}
Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 μm |autore=P. Eisenhardt ''et al.'' |rivista=The Astronomical Journal |anno=2010 |volume=139 |numero=6 |pagine=2455-2464 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010AJ....139.2455E |doi=10.1088/0004-6256/139/6/2455 |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>. Nel febbraio 2011 Luhman ''et al.'' diedero notizia della scoperta di un oggetto di massa 7 M<sub>J</sub>, in orbita intorno a una nana bianca. La sua temperatura superficiale è di ~300 K<ref name=Luhman2011>{{cita pubblicazione |cognome=Luhman|nome=K. L.|coautori=A. J. Burgasser, J. J. Bochanski,|titolo=Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf |rivista=The Astrophysical Journal Letters|anno=2011|volume=730|numero=1|pagine=L9|doi=10.1088/2041-8205/730/1/L9|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...730L...9L|accesso=2 dicembre 2013 }}</ref>. Benché abbia una massa "planetaria", Rodriguez ''et al.'' (2011) hanno sostenuto che è improbabile che l'oggetto si sia formato nel modo in cui si formano i pianeti<ref name=Rodriguez2011>{{cita pubblicazione|cognome=Rodriguez|nome=David R.|coautori=B- Zuckerman, B., C. Melis, I. Song|titolo=The Ultra Cool Brown Dwarf Companion of WD 0806-661B: Age, Mass, and Formation Mechanism|rivista=The Astrophysical Journal|anno=2011|volume=732|numero=2|pagube=L29|doi=10.1088/2041-8205/732/2/L29|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1103.3544|accesso=2 dicembre 2013 }}</ref>. Nello stesso mese, Liu ''et al.'' osservarono una nana bruna avente una temperatura superficiale di ~300 K in orbita intorno a un'altra nana bruna di piccola massa<ref>{{cita pubblicazione |titolo=CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System |autore=M. C. Liu ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=740 |numero=2 |pagine=id. 108 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2011ApJ...740..108L |doi=10.1088/0004-637X/740/2/108 |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>.
Nel 2013 erano 15 gli oggetti classificati come nane brune di classe Y<ref name="DwarfArchives"/>. La definizione di tale classe era ancora incerta sebbene esistessero dei tentativi di modellare gli oggetti ad essi appartenenti<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The possiblity of detection of ultracool dwarfs with the UKIRT Infrared Deep Sky Survey |autore=N. R. Deacon, N. C. Hambly |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2006 |volume=371 |numero=4 |pagine=1722-1730 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.371.1722D |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>. La sparizione delle linee dei metalli alcalini e la presenza di ammoniaca nello spettro di un oggetto erano considerati come due possibili indizi della sua appartenenza alla classe Y<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Discovery of Y Dwarfs using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) |autore=M. C. Cushing ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=743 |numero=1 |pagine=id. 50 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...743...50C |doi=10.1088/0004-637X/743/1/50 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function |autore=D. J. Kirkpatrick ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2012 |volume=753 |numero=2 |pagine=id. 156 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...753..156K |doi=10.1088/0004-637X/753/2/156 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref>.
[[File:WISE2010-040-rotate180.jpg|thumb|right|[[WISEPC J045853.90+643451.9|WISE 0458+6434]] è una nana bruna eccezionalmente fredda scoperta tramite il [[Wide-field Infrared Survey Explorer|WISE]]. Nella fotografia appare come un puntino verde in quanto è su questo colore che vengono mappate le frequenze dell'[[infrarosso]].]]
Fra le nane brune scoperte di classe Y [[WISE 1828+2650]], osservata per la prima volta nel 2011, si è rivelata particolarmente fredda. Non emette alcuna radiazione nella banda del visibile e la sua temperatura superficiale fu stimata essere inferiore ai 300 K (cioè inferiore a 27 [[celsius|°C]])<ref name=Morse>{{cita news|cognome=Morse|nome=Jon|titolo=Discovered: Stars as Cool as the Human Body|url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/|accesso=3 dicembre 2013 |data=24 agosto 2011}}</ref>. Stime successive della sua temperatura atmosferica la pongono nell'intervallo fra 240 e 400 K (cioè fra −23 e +127 °C)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Coldest Brown Dwarf (or Free-floating Planet)?: The Y Dwarf WISE 1828+2650 |autore=C. Beichman ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2012 |volume=764 |numero=1 |pagine=id. 101 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...764..101B |doi=10.1088/0004-637X/764/1/101 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref>.
== Caratteristiche fisiche e teoria evolutiva ==
=== Generalità ===
Si suppone che la [[formazione stellare]] avvenga mediante il collasso di una [[nube interstellare]] di gas e polveri. La contrazione della nube aumenta la sua temperatura a causa del rilascio di [[energia potenziale gravitazionale]]. Inizialmente, il gas irradia molta della sua energia, permettendo al collasso di continuare, ma a un certo punto la regione centrale della nube diventa sufficientemente densa da intrappolare la radiazione, producendo un ulteriore importante aumento della temperatura, tale da far innescare le [[Reazione nucleare|reazioni nucleari]] all'interno della [[protostella]]. La pressione del gas e della radiazione generate dalla [[fusione termonucleare]] controbilancia la [[forza di gravità]] e quindi previene ogni ulteriore contrazione del nucleo stellare. Viene in tal modo raggiunto un [[equilibrio idrostatico]] e la stella fonderà l'[[idrogeno]] in [[elio]] per buona parte della sua esistenza, rimanendo all'interno della [[sequenza principale]]<ref name=Schombert /><ref>{{cita web |url=http://www.universetoday.com/24190/how-does-a-star-form/ |titolo=How does a star forms? |accesso=24 gennaio 2014 |autore=Fraser Cain |editore=[[Universe Today]] }}</ref>.
Se tuttavia la massa della protostella è inferiore a 0,08 M<sub>☉</sub> la pressione raggiunta all'interno del nucleo non sarà sufficiente a fargli raggiungere temperature tali da innescare le reazioni di fusione prima che la contrazione si arresti a causa della pressione degli [[Elettrone degenerato|elettroni degenerati]]. Tale pressione impedisce ogni ulteriore contrazione del nucleo e quindi il raggiungimento di condizioni tali da innescare le reazioni nucleari. Il risultato è una "stella fallita", ossia una nana bruna che si raffredderà lentamente emettendo la sua energia termica interna<ref name=Schombert />.
=== Genesi ===
Non è ancora del tutto chiaro quale sia l'esatto meccanismo con cui le nane brune si formano. Sono stati proposti cinque diversi scenari, non mutualmente esclusivi<ref name=Whitworth>{{cita libro | url_capitolo = http://gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/ppv_preprints/sec5-6.pdf | titolo = Protostars and Planets V | curatore= B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil | accesso = 24 gennaio 2014 | editore = University of Arizona Press | città = Tucson | anno = 2007 | capitolo= The Formation of Brown Dwarfs: Theory | pp = 459-476 | autore = A. Whitworth | coautori= ''et al.'' | ISBN = 9780816526543}}</ref>:
* potrebbero formarsi, come le stelle, per il [[collasso gravitazionale]] di [[Nube molecolare|nubi molecolari]] di gas nello [[Mezzo interstellare|spazio interstellare]], che hanno tuttavia massa insufficiente (<0,08 M<sub>☉</sub>) 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<ref name=Whitworth />.
* 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<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Protostellar fragmentation in a power-law density distribution |autore=A. Burkert, M. R. Bate, P. Bodenheimer |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=1997 |volume=289 |numero=3 |pagine=497-504 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.289..497B |doi= |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.
* 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<ref>{{cita conferenza |titolo=The formation of brown dwarfs |autore=A. Whitworth ''et al.'' |conferenza=Star clusters: basic galactic building blocks throughout time and space, IAU Symposium 266, 10-12 agosto 2009, Rio de Janeiro, Brasile |anno=2010 |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge |pagine=264-271 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010IAUS..266..264W |doi=10.1017/S174392130999113X |id=ISBN 9780521764841 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.
* 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<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Stellar, brown dwarf and multiple star properties from a radiation hydrodynamical simulation of star cluster formation |autore=M. R. Bate |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2012 |volume=419 |numero=4 |pagine=3115-3146 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012MNRAS.419.3115B |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19955.x |accesso=26 gennaio 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Brown dwarf formation by binary disruption |autore=S. Goodwin, A. Whitworth |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2007 |volume=466 |numero=3 |pagine=943-948 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...466..943G |doi=10.1051/0004-6361:20066745 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.
* potrebbero iniziare la loro esistenza come normali nuclei di dischi di accrescimento protostellari all'interno di grandi [[Associazione OB|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<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The formation of free-floating brown dwarves and planetary-mass objects by photo-erosion of prestellar cores |autore=A. P. Whitworth, H. Zinnecker |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2004 |volume=427 |numero= |pagine=299-306 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...427..299W |doi=10.1051/0004-6361:20041131 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.
Evidenze indirette e dirette di dischi di accrescimento intorno a nane brune giovani sono state raccolte tramite numerose osservazioni<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk |autore=K. L. Luhman ''et al.'' |rivista=Astrophysical Journal |anno=2005 |volume=620 |numero=1 |pagine=L51-L54 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...620L..51L |doi=10.1086/428613 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk |autore=L. Adame ''et al.''|rivista= Astrophysical Journal |anno=2005 |volume=635 |numero=1 |pagine=L93-L96 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L..93L |doi=10.1086/498868 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>. La scoperta di tali dischi di accrescimento può gettare nuova luce sia sui processi di formazione delle nane brune, sia sull'esistenza di possibili pianeti intorno ad esse.
=== Struttura ed evoluzione ===
Le nane brune hanno più o meno tutte lo stesso [[raggio (astronomia)|raggio]]. Ciò è dovuto al fatto che la pressione esercitata dagli elettroni degenerati è indipendente dalla temperatura e dipendente solo dalla massa. In particolare, il raggio è inversamente proporzionale alla radice cubica della massa. Ne consegue che le nane brune più massicce hanno un raggio che è circa 40% minore di quelle aventi la massa più piccola. Le dimensioni tipiche di una nana bruna sono paragonabili a quelle di Giove. In realtà, la differenza di raggio fra le diverse nane brune è ancora minore. Infatti il nucleo di una nana bruna è sufficientemente caldo perché l'[[energia cinetica]] degli elettroni e degli ioni eserciti una ulteriore pressione, che si aggiunge a quella degli elettroni degenerati. Poiché le nane brune di grande massa si raffreddano più lentamente di quelle di piccola massa, la pressione ulteriore esercitata dal moto delle particelle del nucleo è generalmente maggiore nelle nane brune di grande massa. Questo riduce la differenza di raggio fra le nane brune più massicce e quelle meno massicce al 25%<ref name=Brainerd >{{cita web |url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/degeneracy/BrownDwarfStructure.html |titolo=The Structure and Evolution of Brown Dwarfs |opera=Degenerate Objects |editore=The Astrophysics Spectator |autore=Jerome J. Brainerd |accesso=27 gennaio 2014 }}</ref>.
Come le stelle di massa più piccola (M<0,4 M<sub>☉</sub>), le nane brune hanno interni totalmente [[Convezione|convettivi]]: ciò significa che il trasporto dell'[[energia]] dal nucleo agli strati atmosferici avviene esclusivamente tramite moti convettivi<ref>{{cita conferenza |autore=S. Mohanty |coautori=I. Baraffe, G. Chabrier |titolo=Convection in Brown Dwarfs | conferenza=Convection in Astrophysics, 21-25 agosto 2006, Praga, Repubblica Ceca |editore=Cambridge University Press |anno=2007 |città=Cambridge |url=http://books.google.it/books?id=8YElKoLJSXMC&pg=PA198&lpg=PA198&dq=brown+dwarf+fully+convective+interior&source=bl&ots=8FzWba37Zm&sig=0zhtB9cyuLExPdvfQbd4gwH_6sw&hl=it&sa=X&ei=4cjnUsTFNcb_ygOT7ICQBA&ved=0CGYQ6AEwCw#v=onepage&q=brown%20dwarf%20fully%20convective%20interior&f=false |accesso=28 gennaio 2014 |id=ISBN 0-521-86349-X |pagine=197-204 }}</ref>. Tuttavia, nelle nane brune più vecchie, la temperatura delle zone interne dell'astro scende sufficientemente da permettere la creazione di un nucleo [[Conduzione termica|conduttivo]]<ref name=Chabrier>{{cita pubblicazione |titolo=Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects |autore=G. Chabrier, I. Baraffe |rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |anno=2000 |volume=38 |numero= |pagine=337-377 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ARA%26A..38..337C |doi=10.1146/annurev.astro.38.1.337 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.
All'inizio 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, anche l'aumento della temperatura del nucleo e di quella superficiale. Si tratta della temperatura massima che la nana bruna raggiungerà nel corso della sua esistenza. Il processo di contrazione può durare fra i 300 milioni di anni per le nane brune più massicce (comparabile al tempo che una protostella impiega per entrare nella sequenza principale) e i 10 milioni 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 più 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 più massicce, anche dalla fusione del litio. Il processo di raffreddamento viene accelerato dopo che l'esaurimento del deuterio e del litio. Questo avviene dopo 5 milardi di anni per le nane brune più massicce, ma dopo solo 100 milioni di anni per quelle meno massicce<ref name=Brainerd /><ref name=Chabrier />.
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 più 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 K, dunque come oggetto appartenente alle ultime sottoclassi della classe spettrale M. Dopo circa 100 milioni di anni la sua temperatura superficiale comincia a diminuire e dopo un miliardo di anni essa si attesta intorno ai 2000 K: la nana bruna diventa quindi un oggetto di classe spettrale L. Dopo 10 miliardi di anni la temperatura superficiale raggiunge i 1500 K. Le nane brune di massa più piccola si raffreddano più rapidamente: dopo 100 milioni di anni dalla loro nascita hanno una temperatura superficiale di 1500 K, mentre dopo un miliardo di anni hanno un temperatura inferiore ai 1000 K e diventano in tal modo oggetti di classe spettrale T<ref name=Brainerd /><ref name=Chabrier />. Dato che, per la [[legge di Stefan-Boltzmann]], la luminosità di un corpo è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura, la luminosità di una nana bruna cala progressivamente al calare della sua temperatura. Dato che le nane brune massicce si raffreddano più lentamente, esse saranno in generale più facilmente osservabili di quelle meno massicce.
=== Sorgenti di raggi X ===
[[Image:Lp94420 duo m.jpg|thumb|300px|[[Chandra X-ray Observatory|Chandra]] imamgine di [[LP 944-020]] prima e durante il [[brillamento]]]]
Dal 1998 in avanti sono stati osservati nelle nane brune dei [[Brillamento|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 è 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.
La nana bruna [[LP 944-020]], distante 16 [[anno luce|anni luce]] dal Sole, è stata osservata nel 1999 dal [[telescopio spaziale]] [[Chandra]] per rilevare eventuali emissioni di raggi X. Per le prime nove ore di osservazione non fu osservata alcuna 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 dimostrò l'assenza di una [[Corona solare|corona]] intorno al corpo celeste, suggerendo che le corone non si formano più intorno ad astri aventi una temperatura superficiale di 2500 K come LP 944-020<ref>{{cita web |url=http://chandra.harvard.edu/press/00_releases/press_071100.html |titolo=Chandra Captures Flare From Brown Dwarf |accesso=6 febbraio 2014 |autore=D. Beasley, S. Roy, W. Tucker |sito=Chandra X-Ray Observatory |data=11 luglio 2000 }}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Chandra Detection of an X-Ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20 |autore=R. E. Rutledge ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2000 |volume=538 |numero=2 |pagine=L141-L144 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...538L.141R |doi=
10.1086/312817 |accesso=6 febbraio 2014}}</ref>.
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 [[Parsec|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, la cui provenienza si deve ricercare in una corona avente temperatura di circa 3 milioni di K<ref name=Tsuboi>{{cita pubblicazione |titolo=Coronal X-Ray Emission from an Intermediate-Age Brown Dwarf |autore=Y. Tsuboi ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2003 |volume=587 |numero=1 |pagine=L51-L54 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...587L..51T |doi=10.1086/375017 |accesso=6 febbraio 2014}}</ref>. 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, a causa dei campi magnetici e della rotazione dell'astro<ref name=Tsuboi/>.
=== Meteorologia ===
Nel 2011 la nana bruna 2MASS J22282889-431026 è stata osservata contemporaneamente dai telescopi spaziali [[Telescopio spaziale Hubble|Hubble]] e [[Telescopio spaziale Spitzer|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<ref name=HubbleSite >{{cita web |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/star/brown-dwarf/2013/02/ |titolo=NASA Space Telescopes See Weather Patterns in Brown Dwarf |accesso=7 febbraio 2014 |autore= |sito=HubbleSite }}</ref><ref name=Buenzli>{{cita pubblicazione |titolo= |autore=E. Buenzli ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal Letters |anno=2012 |volume=760 |numero=2 |pagine=id L31 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...760L..31B |doi=10.1088/2041-8205/760/2/L31 |accesso=7 febbraio 2014}}</ref>.
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 dalla nubi e ciò riduce sua luminosità. La sfasatura dei diversi periodi di variazioni alle diverse lunghezze d'onda è probabilmente determinata dalla presenza di nubi di estensione e conformazione differente a diverse profondità atmosferiche<ref name=HubbleSite /><ref name=Buenzli />. 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<ref>{{cita news|autore=Tanya Lewis |url=http://www.space.com/24192-stormy-weather-brown-dwarfs-aas223.html |titolo=Storms on 'Failed Stars' Rain Molten Iron |pubblicazione=Space.com|data=7 gennaio 2014|accesso=9 febbraio 2014|lingua=en}}</ref>.
== Come distinguere le nane brune da altri corpi celesti ==
Le nane brune costituiscono uno stadio intermedio fra le stelle e i grandi pianeti gassosi. È quindi importante cercare di elaborare criteri per riconoscere le nane brune in modo da distinguerle sia dalle stelle che dai pianeti.
=== Come distinguere le nane brune di grande massa dalle stelle di piccola massa ===
* Il [[litio]] è generalmente presente nelle nane brune ma non nelle stelle di piccola massa. Le stelle data la loro alta temperatura interna necessaria per fondere l'idrogeno consumano rapidamente il litio. Ciò avviene quando il [[Isotopi del litio#Litio-7|litio-7]] e un [[protone]] collidono fra loro, producendo due atomi di [[elio-4]]. La temperatura necessaria per questa reazione è appena inferiore a 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<ref>{{cita conferenza |autore=R. Rebolo |coautori= E. L. Martin, A. Magazzu |titolo=A search for lithium in brown dwarf candidates | conferenza=137th IAU Colloquium, Università di Vienna, Austria, 13-18 aprile 1992 |editore=Astronomical Society of the Pacific |anno=1993 |città=San Francisco |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ASPC...40..171R |accesso=8 febbraio 2014 |id=ISBN 9780937707593 }}</ref>. 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<sub>J</sub> sviluppano temperature sufficienti per consumare il litio, ma insufficienti per innescare reazioni di fusione nucleare stabili<ref name=Basriobservation>{{cita pubblicazione |titolo=Observations of Brown Dwarfs |autore=G. Basri |rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |anno=2000 |volume= |numero=38 |pagine=485-519 |url=http://astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/araa.pdf |doi=10.1146/annurev.astro.38.1.485 |accesso=8 febbraio 2014}}</ref>.
* Quando le nane brune si raffreddano sufficientemente (<1300 K), nel loro spettro compaiono le linee del metano. Tali linee permettono di distinguere gli astri di classe spettrale T<ref name=Burgasser2002 />.
* 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 ===
Le nane brune hanno più o meno lo stesso [[raggio (astronomia)|raggio]] di Giove. Il volume delle nane brune più massicce è governato principalmente dalla pressione degli elettroni degenerati, che diventa dominante in corpi aventi una massa superiore a 2-5 M<sub>J</sub><ref>{{cita pubblicazione|titolo=Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet?|anno=2006|pagine=193–216|autore=G. Basri|volume=34|coautori=M. E. Brown|doi=10.1146/annurev.earth.34.031405.125058|rivista=Annual Review of Earth and Planetary Sciences |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AREPS..34..193B |accesso=9 febbraio 2014 }}</ref>. Ciò fa sì che le nane brune abbiano più o meno tutte lo stesso raggio, con variazioni contenute del 25%. Inoltre, come nei pianeti, nelle nane brune non avviene la fusione dell'idrogeno. Di conseguenza, è spesso difficile distinguerle dai pianeti. Ci sono tuttavia dei metodi per distinguere una nana bruna da un pianeta.
* Attualmente, l'[[Unione Astronomica Internazionale]] annovera fra le condizioni necessarie per essere un pianeta quella di avere una massa inferiore a quella sufficiente per innescare reazioni di fusione nucleare di qualunque tipo, compresa quella del deuterio. Tale limite viene fissato in 13 M<sub>J</sub><ref name=Boss>{{cita conferenza |autore=A. P. Boss |coautori=''et al.'' |titolo=Working Group on Extrasolar Planets | conferenza=Proceedings of the International Astronomical Union |editore= International Astronomical Union |anno=2007 |città= |url=http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?fromPage=online&aid=737068&fulltextType=RA&fileId=S1743921306004509 |accesso=9 febbraio 2014 |doi=http://dx.doi.org/10.1017/S1743921306004509 }}</ref>. Quindi la massa costituisce il criterio fondamentale per distinguere i pianeti dalle nane brune: un corpo celeste avente una massa inferiore a 13 M<sub>J</sub> viene classificato come un pianeta. Se invece la massa è superiore, allora viene classificato come una nana bruna. Tuttavia, il limite delle 13 M<sub>J</sub> deve essere inteso più come una indicazione convenzionale che come una vera misura empirica. Infatti, molti corpi celesti bruciano solo una frazione del deuterio in essi contenuta. Quindi, per definizioni più precise è 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 una abbondanza di [[Metallicità|metalli]], tanto più, a parità di massa, brucerà una frazione più elevata di deuterio<ref name=Spiegel>{{cita pubblicazione |titolo=The Deuterium-burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets |autore=D. S. Spiegel, A. Burrows, J. A. Milsom |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=727 |numero=1 |pagine=id. 57 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...727...57S |doi=10.1088/0004-637X/727/1/57 |accesso=9 febbraio 2014}}</ref>. Ad esempio un oggetto di 11 M<sub>J</sub> e di metallicità tripla rispetto a quella solare brucerà il 10% del suo deuterio, mentre un oggetto di 16,3 M<sub>J</sub> in cui siano assenti metalli brucerà il 90% del suo deuterio<ref name=Spiegel/>. 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<sub>J</sub>), 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-nana bruna|sub-nane brune]])<ref name=Boss/>.
* 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 rilevate 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 ==
[[File:Artist’s impression of the disc of dust and gas around a brown dwarf.jpg|thumb|260px|Immagine artistica di un disco di polveri e gas attorno a una nana bruna.]]
Intorno alle nane brune sono stati osservati [[Disco protoplanetario|dischi protoplanetari]] che sembrano avere le stesse caratteristiche dei dischi protoplanetari orbitanti intorno alle stelle<ref>{{cita pubblicazione|url=http://arxiv.org/ftp/astro-ph/papers/0511/0511420.pdf|titolo=The onset of planet formation in brown dwarf disks|autore=Dániel Apai ''et al.'' |rivista=Science |anno=2005 |volume=310 |numero=5749 |pagine=834-836 |doi=10.1126/science.1118042 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>. Date le piccole dimensioni dei dischi di accrescimento attorno alle nane brune, è più probabile lo sviluppo di [[Pianeta roccioso|pianeti di tipo terrestre]] piuttosto che di [[gigante gassoso|giganti gassosi]]; inoltre, data la vicinanza alla nana bruna, gli [[Forza di marea|effetti mareali]] su tali pianeti dovrebbero essere molto intensi<ref>{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011A%26A...535A..94B |titolo=Tidal evolution of planets around brown dwarfs|autore=E. Bolmont, S. N. Raymond, J. Leconte|data=2011 |rivista=Astronomy & Astrophysics |volume=535 |numero= |pagine=id. A94 |doi=10.1051/0004-6361/201117734 |accesso=11 febbraio 2014 }}</ref>.
Se un pianeta gigante in orbita attorno a una nana bruna si trovasse sulla stessa linea di vista della nana bruna, il suo [[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari#Transito|transito]] dovrebbe essere facilmente rilevabile, dato che i due corpi avrebbero approssimativamente lo stesso diametro<ref>{{cita web|url=http://isites.harvard.edu/fs/docs/icb.topic541038.files/ay98_reading10.pdf|titolo=Pan-STARRS Science Overview|autore=David C. Jewitt|accesso=11 febbraio 2014}}</ref>.
Il primo [[esopianeta]] in orbita intorno a una nana bruna è stato [[2M1207 b]], osservato per la prima volta nel 2005 presso [[European Southern Observatory]]. La sua massa è compresa fra 3 e 7 M<sub>J</sub>, il che esclude che sia a sua volta una nana bruna<ref name=chauvin04>{{cita pubblicazione| titolo=A giant planet candidate near a young brown dwarf. Direct VLT/NACO observations using IR wavefront sensing|autore= G. Chauvin ''et al.''| rivista= Astronomy and Astrophysics| volume=425| anno=2004| pagine= L29–L32 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...425L..29C| doi=10.1051/0004-6361:200400056 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>. Un altro esempio è [[2MASS J044144]], una nana bruna di 20 M<sub>J</sub>, intorno alla quale orbita un compagna di massa planetaria di 5-10 M<sub>J</sub><ref name=Todorov>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a Planetary-mass Companion to a Brown Dwarf in Taurus |autore=K. Todorov, K. L. Luhman, K. K. McLeod |rivista=The Astrophysical Journal Letters |anno=2010 |volume=714 |numero=1 |pagine=L84-L88 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...714L..84T |doi=10.1088/2041-8205/714/1/L84 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>. Tuttavia questi esopianeti potrebbero non essersi formati a partire da un disco di accrescimento protoplanetario, ma dalla frammentazione e dal collasso gravitazionale della [[Nube molecolare|nube di gas]] da cui ha avuto origine anche la nana bruna. Ciò è deducibile dal fatto che queste compagne possiedono grandi masse, dalle loro orbite molto larghe e dai tempi di formazioni del sistema, che si stima siano stati relativamente brevi. Quindi, almeno secondo alcune definizioni, questi oggetti non sarebbero propriamente pianeti, ma sub-nane brune<ref name=Todorov /><ref name=Han />. 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 {{TA|1,9 ± 0,2 M<sub>J</sub>}} orbitante alla distanza di ~0,87 [[Unità astronomica|UA]] dalla nana bruna OGLE-2012-BLG-0358L di massa 0,022 M<sub>☉</sub>. La piccola distanza e il piccolo rapporto fra le masse dei due oggetti ({{TA|0,080 ± 0,001}}) fa pensare che l'oggetto si sia formato in un disco protoplanetario intorno alla nana bruna<ref name=Han>{{cita pubblicazione |titolo=Microlensing Discovery of a Tight, Low-mass-ratio Planetary-mass Object around an Old Field Brown Dwarf |autore=C. Han ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2013 |volume=778 |numero=1 |pagine=id. 38 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...778...38H |doi=10.1088/0004-637X/778/1/38 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>.
== Nane brune notevoli ==
{| class="wikitable" style="text-align:center;"
|+Nane brune notevoli e prime nane brune scoperte
|- style="background:#efefef;"
! Peculiarità
! Nome
! [[Tipo spettrale]]
! RA/Dec
! Costellazione
! Note
|-
| La prima scoperta
| [[LP 944-020]]
| M9
| {{RA|3|39|35,220}} <br/> {{DEC|−35|25|44,09}}
| [[Fornace (costellazione)|Fornace]]
| Identificata nel 1975<ref>{{cita web |url=http://www.solstation.com/stars/lp944-20.htm |titolo=LP 944-20 |autore= |sito=SolStation.com |editore=Sol Company |accesso=17 febbraio 2014 }}</ref>
|-
| La prima riconosciuta come nana bruna
| [[Teide 1]]
| M8
| {{RA|3|47|18}}<br/>{{DEC|24|22|31}}
| [[Toro (costellazione)|Toro]]
| Riconosciuta nana bruna nel 1995<ref name=Rebolo/>
|-
| La prima scoperta di classe T
| [[Gliese 229 B]]
| T6,5
| {{RA|6|10|34,62}} <br/>{{DEC|−21|51|52,1}}
| [[Lepre (costellazione)|Lepre]]
| Scoperta nel 1995<ref name=Oppenheimer />
|-
| La prima con un [[pianeta]] in orbita
| [[2M1207]]
| M8
| {{RA|12|7|33,467}} <br/> {{DEC|−39|32|54}}
| [[Centauro (costellazione)|Centauro]]
| Scoperta nel 2005<ref name=chauvin04 />
|-
| La prima scoperta attorno a una stella normale
| [[Gliese 229 B]]
| T6,5
| {{RA|6|10|34,62}} <br/>{{DEC|−21|51|52,1}}
| [[Lepre (costellazione)|Lepre]]
| Scoperta nel 1995<ref name=Oppenheimer />
|-
| Prima nana bruna [[binaria spettroscopica]]
| [[PPL 15 A, B]]
| M6,5
| {{RA|3|48|4,68}}<br/> {{DEC|+23|39|30,2}}
| [[Toro (costellazione)|Toro]]
| Scoperta nel 1999<ref>{{cita pubblicazione |titolo=PPL 15: The First Brown Dwarf Spectroscopic Binary |autore=G. Basri, E. L. Martín |rivista=The Astronomical Journal |anno=1999 |volume=118 |numero=5 |pagine=2460-2465 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....118.2460B |doi=10.1086/301079 |accesso=17 febbraio 2014}}</ref>
|-
| Prima nana bruna binaria di tipo T
| [[Epsilon Indi|Epsilon Indi Ba, Bb]]
| T1 + T6
| {{RA|22|3|21,658}}<br/>{{DEC|−56|47|9,52}}
| [[Indiano (costellazione)|Indiano]]
| Distanza: {{M|3,626||pc}}<ref>{{cita pubblicazione |titolo=ɛ Indi Ba,Bb: The nearest binary brown dwarf |autore=M. J. McCaughrean ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2004 |volume=413 |numero= |pagine=1029-1036 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...413.1029M |doi=10.1051/0004-6361:20034292 |accesso=17 febbraio 2014}}</ref>
|-
| Prima nana bruna tripla
| [[DENIS-P J020529.0-115925]] A/B/C
| L5, L8 e T0
| {{RA|2|5|29,401}} <br/>{{DEC|−11|59|29,67}}
| [[Balena (costellazione)|Balena]]
| Scoperta nel 2005<ref>{{cita pubblicazione |titolo=A Possible Third Component in the L Dwarf Binary System DENIS-P J020529.0-115925 Discovered with the Hubble Space Telescope |autore=H. Bouy ''et al.'' |rivista=The Astronomical Journal |anno=2005 |volume=129 |numero=1 |pagine=501-517 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129..511B |doi=10.1086/426559 |accesso=17 febbraio 2014}}</ref>
|-
| Prima scoperta che emettesse [[raggi X]]
| [[Cha Halpha 1]]
| M8
| {{RA|11|46|48}} <br/>{{DEC|−77|18|00}}
| [[Camaleonte (costellazione)|Camaleonte]]
| Schilling (1998)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=A Gray Day on a Brown Dwarf |autore=G. Schilling |rivista=Science |anno=1998 |volume= |numero=5386 |pagine=25-27 |url=http://www.sciencemag.org/content/282/5386/25.summary |doi=10.1126/science.282.5386.25 |accesso=15 febbraio 2014}}</ref>
|-
| Prima scoperta che emettesse [[Onda radio|onde radio]]
| [[LP 944-020]]
| M9
| {{RA|3|39|35,220}} <br/> {{DEC|−35|25|44,09}}
| [[Fornace (costellazione)|Fornace]]
| Berger ''et al.'' (2001)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of radio emission from the brown dwarf LP944-20 |autore=E. Berger ''et al.'' |rivista=Nature |anno=2001 |volume= |numero= 6826 |pagine=338-340 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Natur.410..338B |doi=2001Natur.410..338B |accesso=16 febbraio 2014}}</ref>
|-
| La prima confermata compagna di una [[nana bianca]]
| [[WD 0137-349]] B
| T5
| {{RA|01|39|42,9}} <br/>{{DEC|−34|42|37}}
| [[Scultore (costellazione)|Scultore]]
| Maxted ''et al.'' (2006)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Survival of a brown dwarf after engulfment by a red giant star |autore=P. F. Maxted ''et al.'' |rivista=Nature |anno=2006 |volume=442 |numero=7102 |pagine=543-545 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Natur.442..543M |doi=10.1038/nature04987 |accesso=16 febbraio 2014}}</ref>
|-
| La più vicina
| [[WISE 1049-5319]]
| L8 / L-T
| {{RA|10|49|15,57}} <br/>{{DEC|−53|19|6}}
| [[Vele (costellazione)|Vele]]
| Dista 6,5 anni luce
|-
| La più fredda
| [[WISE 1828+2650]]
| Y2
| {{RA|18|28|31}}<br/>{{DEC|26|50|37,79}}
| [[Lira (costellazione)|Lira]]
| Temperatura di {{M|300||K}}<ref name=Morse />
|-
| La più povera di [[Metallicità|metalli]]
| [[2MASS J05325346 8246465]]
| sdL7
| {{RA|5|32|53,46}} <br/>{{DEC|82|46|46,5}}
| [[Gemelli (costellazione)|Gemelli]]
| Appartiene all'[[alone galattico]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-poor L Dwarf with Halo Kinematics |autore=A J. Burgasser ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2003 |volume=592 |numero=2 |pagine=1186-1192 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...592.1186B |doi=10.1086/375813 |accesso=16 febbraio 2014}}</ref>
|}
== Voci correlate ==
* [[Sub-nana bruna]]
* [[Nana rossa]]
* [[Nana bianca]]
* [[Lista delle stelle di massa più piccola]]
* [[WISE]]
==Note==
{{references|2}}
== Altri progetti ==
{{Interprogetto|commons=Brown dwarf}}
== Collegamenti esterni ==
* [http://astrofisica.altervista.org/doku.php?id=c06:nane_brune Teoria delle nane brune] (da "Fondamenti di Astrofisica Stellare" di V. Castellani)
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