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=== 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>.
[[File:Kelu-1 AB.jpg|thumb|right|200px|La nana bruna binaria Kelu-1, distante 55 anni luce, risolta dal telescopio spaziale Hubble. Le masse delle due componenti sono rispettivamente 61 e 55 M<sub>J</sub>.]]
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>.
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