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Le impronte delle Nane Brune

Si presentano come sorgenti luminose particolarmente fievoli e da qui il nome di Nane Marroni o Nane Brune (Brown Dwarfs)

Si presentano come sorgenti luminose particolarmente fievoli e da qui il nome di Nane Marroni o Nane Brune (Brown Dwarfs). Rappresentano l’anello di congiunzione tra i pianeti gassosi giganti e le stelle più piccole dell’Universo. La possibilità che corpi celesti con queste caratteristiche potessero effettivamente esistere fu prevista solo a partire dagli anni ’60, ma la prima conferma sperimentale della loro reale esistenza non avviene che nel 1995. Le prime Nane Brune identificate con certezza sono state Teide 1 e Gliese 229B e la loro individuazione è stata resa possibile solo dalla disponibilità di strumenti con una straordinaria sensibilità nel vicino infrarosso
Per far nascere una stella è necessario che la massa iniziale contenuta all’interno delle nubi di gas che collassano sotto la spinta gravitazionale formando l’oggetto celeste, superi un determinato valore minimo. Questo significa che per far brillare Giove come una stella bisognerebbe aumentarne la massa di circa 80 volte. E’ proprio questa infatti la condizione critica per innescare all’interno della stella un ciclo di reazioni termonucleari in grado di autosostenersi, producendo energia sotto forma di calore e di luce e trasformando l’idrogeno in atomi di elio. Le stelle che hanno mancato un destino così luminoso potrebbero essere piuttosto comuni nello Spazio e la loro presenza, se confermata, potrebbe dare un contributo a quella massa che secondo gli astrofisici manca al nostro Universo.
Un apporto significativo verso la definizione delle proprietà caratteristiche delle Brown Dwarfs, è arrivato ora da Ian McLean e dai suoi colleghi, che servendosi del telescopio Keck II nelle Hawaii, hanno presentato un quadro completo delle proprietà peculiari di oltre 50 di questi oggetti celesti. Il rapporto pubblicato all’inizio di ottobre nella rivista Astrophysical Journal, rappresenta una fonte d’informazioni preziosissima per identificare e catalogare le Nane Brune in funzione del loro spettro di emissione. Come ha dichiarato lo stesso McLean, lo spettro infrarosso emesso dalle Brown Dwarfs è una sorta d’impronta digitale in grado di rivelare la composizione atomica di questi oggetti. Composte come il Sole e Giove in massima parte d’idrogeno hanno proprietà a metà strada tra quelle delle normali stelle ed i pianeti. Secondo le teorie più plausibili, si sono formate attraverso gli stessi processi che accompagnano la nascita delle stelle: un collasso gravitazionale di polveri e gas contenute nelle nuvole interstellari. La loro temperatura esterna può variare tra qualche centinaio e poco meno di 3000 gradi centigradi e per questo emettono radiazione elettromagnetica solo nell’intervallo dell’infrarosso. Per analizzare il loro spettro con grande accuratezza, McLean ha utilizzato uno strumento progettato e realizzato sotto il suo controllo diretto presso i laboratori dell’University of California, Los Angeles (UCLA). Si tratta del NIRSPEC, Near Infrared Spectrometer, che con altezza di quasi due metri ed un peso di circa una tonnellata costituisce il più potente spettrofotometro infrarosso mai realizzato dall’uomo, pensato appositamente per il telescopio Keck II.
Le condizioni termiche presenti sulla superficie delle Nane Brune permettono l’esistenza di molecole che non possono essere presenti nelle stelle, dove sono dissociate da temperature che anche nel caso delle stelle più fredde, quelle che gli astronomi chiamano nane rosse (Red Dwarf), superano i 3500 gradi.
Grazie al NIRSPEC, McLean ed i suoi colleghi sono riusciti ad identificare la presenza nell’atmosfera delle Nane Brune più fredde, di metano, lo stesso gas presente nei pianeti giganti del sistema solare: Giove, Saturno, Urano, Nettuno. E’ stata trovata anche la presenza di acqua, sotto forma di vapore ad altissima temperatura, e proprio per la presenza di acqua e metano lo spettro emesso dalle Nane Brune assume un profilo caratteristico del tutto diverso da quello di una stella normale

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