Utente:Edfri/sandbox3: differenze tra le versioni

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[[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&nbsp;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"/>.

Giova sottolineare che non tutti gli oggetti di classe L sono nane brune, anzi solo un terzo degli oggetti appartenenteappartenenti 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&nbsp;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 sullasul 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/>.

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]]).