Le nane brune sono un tipo particolare di oggetto celeste, aventi una massa più grande di quella di un pianeta, ma più piccola del 7,5-8% della massa del Sole, corrispondente a (masse gioviane), che è considerata la massa minima perché abbia luogo la fusione dell'idrogeno-1 propria delle stelle. Il limite minimo che separa i giganti gassosi massicci e le sub-nane brune dalle nane brune è di circa , limite superato il quale avviene la fusione del deuterio, mentre oltre le avviene anche la fusione del litio.
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 consumano in tempi molto brevi. La presenza del litio è pertanto un forte indizio che un oggetto di piccola massa sia una nana bruna. 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.
Le nane brune sono suddivise in base alla loro 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. Nonostante il loro nome, la maggior parte delle nane brune apparirebbe di colore rossastro all'occhio umano.
La più vicina nana bruna scoperta è WISE 1049-5319, distante 6,5 anni luce. Si tratta in realtà di un sistema binario di nane brune, individuato nel 2013.
Storia delle osservazioni
Nel 1963 Shiv Kumar avanzò per primo l'ipotesi che il processo di formazione stellare potesse portare alla comparsa di oggetti che non raggiungono, a causa della loro piccola massa, la temperatura necessaria per la fusione dell'idrogeno. 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. Nomi alternativi erano planetar e substella. La denominazione di nana bruna fu proposta per la prima volta nel 1975 da Jill Tarter.
Le prime teorie sulla natura di questi oggetti suggerivano che gli oggetti di Popolazione I aventi una massa inferiore a 0,07 M☉ e gli oggetti di popolazione II aventi una massa inferiore a 0,09 M☉ non sarebbero mai evoluti come normali stelle e sarebbero diventati stelle degeneri. Solo alla fine degli anni ottanta si cominciò a comprendere che corpi aventi una massa superiore a circa 0,013 M☉ 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 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.
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 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 metodo delle velocità radiali. Un altro metodo consiste nell'osservazione degli 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 0,06 M☉ non lo bruciano mai. La presenza di litio nello spettro di un corpo costituisce quindi un'evidenza che si tratti di una nana bruna.
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 UCLA individuarono una debole compagna della nana bianca GD 165, alla distanza di dalla principale. Lo spettro di mostrava picchi di radiazione molto spostati verso l'infrarosso. Divenne chiaro che era un oggetto più freddo rispetto alla nana rossa meno calda fino ad allora conosciuta, avendo una temperatura superficiale di . Non fu subito chiaro se fosse una stella di massa molto piccola oppure una nana bruna. Successivamente si scoprì che, benché la massa di sia vicina a quella di transizione fra le nane brune e le stelle, essa è probabilmente una nana bruna.
Per alcuni anni è rimasto l'unico oggetto scoperto aventi le sue peculiari caratteristiche. Nel 1995 tuttavia venne identificato un oggetto le cui proprietà 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. Questo oggetto fu osservato nell'ammasso delle 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 suo spettro fu rilevato tramite il William Herschel Telescope di 4,2 m situato a Roque de los Muchachos (Las Palmas). Nel novembre 1995 Teide 1 fu poi osservata tramite i Telescopi Keck situati nelle isole Hawaii. 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 MJ, ben al di sotto del limite che divide le stelle dalle nane brune. Inoltre, nello spettro dell'oggetto è stata identificata la linea a del litio, indice del fatto che all'interno del suo nucleo non sono avvenute reazioni termonucleari di fusione dell'idrogeno. La temperatura superficiale di Teide 1 si aggira intorno ai 2600 K. Nel 1999, con l'avvento del 2MASS, il team guidato da J. Davy Kirkpatrick scoprì diversi altri oggetti aventi caratteristiche simili a quelle di e di Teide 1, che vennero raccolti in una nuova classe spettrale, avente la sigla "L".
Nel frattempo però era stato osservato un oggetto con una temperatura superficiale ancora minore di quella di e di Teide 1: si trattava di Gliese 229 B, la cui scoperta fu annunciata il 1º dicembre 1995 tramite un articolo pubblicato sulla rivista Science. è la compagna della nana rossa Gliese 229 A e presenta linee di assorbimento del metano a 2 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 pianeti giganti gassosi e nell'atmosfera di una delle lune di Saturno, 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 . Poiché la nana bruna ha una grande separazione dalla primaria, la sua orbita non è stata ancora definita e quindi la sua massa è tuttora incerta. Essa comunque dovrebbe essere compresa fra 30 e 55 MJ. è considerata il prototipo delle nane brune di classe spettrale T, aventi temperatura superficiale minore di quelle di classe L.
Dopo queste prime scoperte, le identificazioni di nane brune si sono moltiplicate. Alla fine del 2012 erano conosciute 1812 nane brune. Alcune di esse sono relativamente vicine alla Terra come la coppia Ba e Bb, due nane brune gravitazionalmente legate fra loro orbitanti intorno a una stella distante 12 anni luce dal sistema solare, o come WISE 1049-5319, un sistema binario di nane brune distante 6,5 anni luce.
Osservazione e classi spettrali Le nane brune possono essere distinte sulla base delle diverse caratteristiche dei loro spettri. Ciò permette di suddividerle in quattro classi: M, L, T e Y.
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 () 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'ossido di titanio (TiO) e l'ossido di vanadio (VO).
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 stelle al carbonio. 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 , si presentano di colore rosso chiaro fino ad un rosso intenso ed emettono la maggior parte della loro radiazione nell'infrarosso. Nei loro spettri sono dominanti le molecole e i metalli neutri, in particolare gli idruri (FeH, CrH, MgH, CaH) e i metalli alcalini (Na I, K I, Cs I, Rb I). 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.
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 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. 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.
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 lunghezze d'onda maggiori. Ciò ha anche degli effetti sul calcolo della temperatura dell'intera atmosfera, che diventa più difficile. I modelli di questi oggetti devono quindi cercare di simulare gli effetti prodotti dai grani di polvere.
Nel 2013 erano state individuate più di 900 nane brune di classe L, 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 (DENIS), la Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e la survey condotta da WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer).
Esempi: , 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, LSR 1610-0040 (subnana).
Classe T