Nana marró

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

HR-diag-no-text-2.svg

Una nana marró és un estel de dimensions reduïdes, que es caracteritza per no tenir la suficient massa per iniciar les reaccions termonuclears de fusió d'hidrogen, però produeix una emissió important en l'infraroig. No obstant això, gairebé no té diferenciació química segons la profunditat, ja que ha patit en algun moment de la seva vida convecció des de la superfície fins al seu centre a causa de febles reaccions de fusió de isòtops residuals. El límit superior de masses és relativament ben conegut, estant comprès entre les 75 i les 80 masses jovianes ( M_J ), segons el grau de metal·licitat. Pel que fa al límit inferior que les separaria dels gegants gasosos més massius, aquest seria el d'unes 13  M_J , moment a partir del qual l'objecte és capaç de fusionar tot el seu deuteri. A partir de 65  M_J , a més de deuteri també cremen el liti.

La crema del deuteri es produeix en la seva joventut i és possible causa de la seva baixa temperatura de fusió, uns 100.00000 K. Atès que el deuteri és un combustible minoritari que desapareix ràpidament, aquesta reacció no pot sostenir el col·lapse. Les nanes marrons segueixen brillant per un temps degut a la calor residual de les reaccions ia la lenta contracció de la matèria que les forma. Les nanes marrons continuaran contraient i refredant-se fins a arribar a l'equilibri. Es creu que les nanes marrons són estrelles "fallides», ja que contenen els mateixos materials que un estel com el Sol, però amb molt poca massa per brillar. Són molt semblants als planetes gasosos, no són del tot planetes però no són del tot estrelles.

Es diferencia dels estels pròpiament dits, en què la transmissió d'energia des del nucli es produeix per convecció en comptes de per radiació, fet que els assimila a un planeta. però es diferencien d'aquest en què sí que hi ha producció d'energia nuclear per la formació de deuteri.

Quan aquestes es troben en l'halo galàctic es classifiquen en la seva detecció com a MACHO. La seva detecció és molt dificil a causa de la poca radiació que emeten i només es detecten a partir dels efectes del camp gravitacional.

Notes històriques[modifica | modifica el codi]

En 1963 l'astrofísic d'origen indi Shiv Kumar va ser el primer a estudiar teòricament l'evolució i propietats d'estrelles de massa molt inferior a les que es coneixien en aquell moment. Els seus càlculs correspondrien al que avui anomenem nanes marrons. Kumar va denominar a aquests objectes nanes negres. El nom Brown Dwarf va ser proposat en 1975 per l'astrofísica Jill Tarter, famosa per ser la portaveu del projecte SETI. La primera nana marró verificada va ser Teide 1, en 1995, en el telescopi IAC-80 de l'Observatori del Teide (Tenerife), per un grup espanyol d'astrofísics pertanyents al IAC. La nana marró millor caracteritzada és Gliese 229B, la companya de menor massa de l'estrella Gliese 229. Té grandària de nanes grogues.

Identificació i prova de liti[modifica | modifica el codi]

Aquesta il·lustració mostra la mida del nostre Sol comparat amb una nana marró, Júpiter i la Terra.

El liti és un element especialment interessant per diferenciar aquests objectes dels estels de baixa massa, ja que es destrueix ràpidament en les reaccions de fusió de l'hidrogen (en concret en les cadenes PPII) a causa de la seva reacció amb l'hidrogen a tan sol 1.000.000 K. Les estrelles poc massives (<0,1 M S ) són enterament convectives, pel que els seus interiors estan ben barrejats i el liti es crema juntament amb l'hidrogen en pocs milions d'anys . En canvi, els estels de masses similars o majors que la del Sol sí que mantenen liti en les seves atmosferes, ja que la convecció no aconsegueix penetrar fins al nucli. En una nana marró, per la seva baixa massa, l'hidrogen no arriba a assolir les temperatures i pressions necessàries per desencadenar la seva fusió i el liti no es destrueix, romanent en la nana marró durant tota la seva existència. Aquest liti pot ser detectat a través dels seus espectres d'emissió característics, constituint aquesta prova la manera clàssica d'identificació de nanes marrons. La prova va ser usada per primera vegada pel grup de l'IAC liderat per Rafael Rebolo. La prova no és perfecta, ja que pot haver estrelles molt poc massives en les quals la crema del liti encara no hagi conclòs a causa de la seva lentitud en les reaccions. També es va estudiar la possibilitat de mesurar l'absència de deuteri per comprovar si es tracta d'una nana marró o no, però aquesta dada es va revelar més difícil de mesurar, ja que les línies espectrals de l'hidrogen i el deuteri són molt semblants.

Lluentor i tipus espectral[modifica | modifica el codi]

L'emissió de poca energia per part d'aquests astres porta al fet que sigui molt difícil observar-los d'una manera directa des de grans distàncies. Malgrat això, diversos centenars de nanes marrons han estat identificades, amb temperatures superficials que varien entre 800 i 2000 graus Celsius. La temperatura superficial és una funció creixent amb la massa i decreixent amb l'edat de l'objecte.

Nanes marrons i planetes extrasolars[modifica | modifica el codi]

A causa de la seva baixa massa, intermèdia entre els planetes gegants i les estrelles de poca massa, les nanes marrons constitueixen un vincle únic entre ambdós tipus de cossos. En particular, es desconeix la formació de les nanes marrons, no podent saber de moment si es formen com a planetes a l'interior d'un disc circumestel·lar a partir d'un nucli de material sòlid, o com estrelles a partir de la fragmentació i col·lapse gravitacional d'un núvol molecular. En 2003 es va detectar a la constel·lació d'Orió un grup d'objectes de tipus nana marró amb masses tan petites com 5 masses jovianes.


A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Nana marró