2MASS 1626+3925 è un oggetto minuscolo e freddissimo, a circa $100$ anni luce dal Sole, che appartiene all’alone della Via Lattea, la popolazione stellare più antica della nostra galassia. Quando nel 2009 se ne misurò per la prima volta la distanza, fu annunciato come «la nana bruna più vecchia della Galassia». Gli studi successivi hanno mostrato che la sua natura è più sfuggente: la sua massa è così vicina alla soglia che separa le stelle dalle nane brune che gli astronomi lo collocano da una parte o dall’altra del confine a seconda dei modelli e dei dati adottati. Proprio per questo è diventato uno degli oggetti più utili per capire dove passa il confine tra una stella vera e propria e una stella mancata. È un confine che si è spostato nel corso della storia della Galassia, man mano che il gas da cui nascevano le stelle si arricchiva di metalli1. Ma si è spostato anche nella storia della ricerca: nuove misure e modelli teorici più raffinati hanno cambiato più volte la posizione di 2MASS 1626+3925 rispetto a quel limite.
Una visitatrice dall’alone galattico#
Le galassie a spirale come la nostra sono costituite da più elementi strutturali. La parte più vistosa è il disco appiattito, in cui stelle, gas e polveri disegnano i bracci a spirale. Al centro del disco c’è un rigonfiamento tondeggiante densamente popolato di stelle, il bulge. Il tutto è circondato da un alone2 sferoidale, molto difficile da percepire a causa della sua bassa densità di stelle. Il Sole appartiene al disco ed è proprio il disco, che dal nostro pianeta osserviamo di taglio, a disegnare nel cielo la sagoma lattiginosa della Via Lattea, il tenue anello luminoso che abbraccia l’intera volta celeste e che si scorge al meglio d’estate e d’inverno, nelle notti senza luna, se il cielo è abbastanza buio.
L’alone contiene le stelle più vecchie della Galassia, nate fra $10$ e $13$ miliardi di anni fa, in un tempo lontanissimo, molto vicino all’origine stessa dell’universo, che il modello cosmologico oggi largamente accettato pone a circa $13{,}8$ miliardi di anni fa. Queste stelle si riconoscono perché contengono una quantità di metalli molto minore del Sole e della maggior parte delle stelle del disco. Sono testimoni di un’epoca di gran lunga precedente la nascita del Sistema Solare. Non seguono il moto ordinato di rotazione del disco: lo attraversano di tanto in tanto, in genere ad alta velocità, e così alcune di loro possono trovarsi a passare nelle nostre immediate vicinanze.
Le stelle dell’alone di grande massa si sono spente da miliardi di anni, perché una stella vive tanto meno quanto più è massiccia. Oggi sopravvivono solo quelle di massa inferiore a circa $0{,}8$ masse solari, cioè le meno luminose. Ma che cosa sappiamo degli oggetti ancora più piccoli, quelli che si trovano al confine con la categoria delle nane brune3? Tra tredici e dieci miliardi di anni fa, in un ambiente così povero di metalli, la formazione stellare produceva già questa sorta di “stelle mancate”?
Per molto tempo la risposta è stata difficile da trovare. Le stelle di piccolissima massa e le nane brune sono estremamente deboli nella luce visibile e si osservano bene solo nell’infrarosso4. Nel 2009 si conoscevano già centinaia di nane brune relativamente giovani appartenenti al disco, ma soltanto una manciata di candidate appartenenti all’alone. Fra queste c’era 2MASS 1626+3925.
Scoperta quasi per caso#
L’oggetto deve il suo nome alla 2MASS (Two Micron All Sky Survey), una mappatura dell’intero cielo nel vicino infrarosso realizzata alla fine degli anni Novanta. Le cifre 1626+3925 indicano le sue coordinate celesti. A riconoscerne la natura fu Adam Burgasser, nel 2004, quasi per caso.
Burgasser stava cercando nel catalogo 2MASS delle nane di classe T5, le nane brune più fredde allora conosciute. Come le nane T, questo oggetto aveva colori infrarossi insolitamente “blu”6 e alla sua posizione i cataloghi di stelle visibili non riportavano nulla. Sulle lastre fotografiche della seconda campagna di Palomar, però, compariva una debole controparte nel visibile: troppo brillante per una nana T, che in quella banda è quasi invisibile. Per questo in un primo momento l’oggetto fu scartato. Fu riesaminato solo dopo che, nello stesso campione, era emersa la prima subnana7 di tipo L mai identificata, 2MASS 0532+8246. A quel punto venne il sospetto che anche 2MASS 1626+3925 potesse essere qualcosa di simile.
Quella controparte nel visibile, però, si trovava in una posizione diversa rispetto a quella registrata dalla survey 2MASS qualche anno dopo. In cinque anni l’oggetto si era mosso in modo apprezzabile sullo sfondo del cielo: aveva un moto proprio8 elevato, segno che era vicino oppure velocissimo, o entrambe le cose.
Nel luglio del 2004 Burgasser ottenne lo spettro9 infrarosso dell’oggetto con lo strumento SpeX dell’Infrared Telescope Facility della NASA, alle Hawaii. Lo spettro portava i segni inconfondibili di una scarsità di metalli. Le bande di assorbimento delle molecole di idruro di ferro e di cromo erano intensissime, mentre quelle degli ossidi erano deboli e la banda del monossido di carbonio a $2{,}3$ micrometri mancava del tutto.10
Il flusso nella banda K era fortemente ridotto da un fenomeno chiamato assorbimento indotto da collisioni11 dell’idrogeno molecolare: in un’atmosfera povera di metalli, e quindi più trasparente, la luce proviene da strati più profondi, densi e caldi, dove le molecole di idrogeno, urtandosi, assorbono la radiazione infrarossa. È questa la ragione dei colori “blu” per i quali l’oggetto era finito fra le candidate nane T.
Burgasser misurò anche la velocità radiale12 dell’oggetto: circa $260\ \text{km/s}$ in avvicinamento, molto più alta di quella delle stelle del disco nei dintorni del Sole. Insieme al moto proprio, era la prova che 2MASS 1626+3925 apparteneva all’alone: era la seconda subnana L scoperta nel catalogo 2MASS. In seguito, per la somiglianza del suo spettro con quello delle nane di tipo L4, fu classificato sdL413. Quanto alla sua natura, Burgasser ritenne che la sua massa fosse probabilmente vicina o inferiore alla massa minima necessaria a una stella povera di metalli per fondere l’idrogeno. Per stabilirlo servivano però una misura della distanza e della luminosità.
La parallasse misurata sulle galassie#
Le misure arrivarono nel 2009. Elena Schilbach e Siegfried Röser, del Centro di astronomia dell’Università di Heidelberg, insieme a Ralf-Dieter Scholz dell’Istituto di astrofisica di Potsdam, osservarono dieci subnane molto fredde con la camera infrarossa OMEGA2000 del telescopio da $3{,}5$ metri dell’Osservatorio di Calar Alto, in Spagna. Il programma, avviato nel 2004, aveva lo scopo di misurare con precisione la distanza di questi oggetti debolissimi, indispensabile per conoscerne la luminosità reale.
Il metodo era quello della parallasse trigonometrica. La Terra si muove intorno al Sole e ciò produce un lieve cambiamento del punto di vista dal quale osserviamo il cielo. Per tale ragione tutte le stelle mostrano un piccolo moto apparente, che è il riflesso dello spostamento della Terra lungo la sua orbita: nel corso di un anno sembrano descrivere sul cielo una minuscola ellisse rispetto allo sfondo degli oggetti più lontani. Più la stella è lontana, più l’ellisse è piccola.
Detto così sembra semplice, ma nei fatti misurare una parallasse è una sfida complessa. La parallasse, cioè il semiasse maggiore di quell’ellisse, è inferiore a un secondo d’arco persino per le stelle più vicine al Sole: meno di $1/1800$ del diametro apparente della Luna piena. Per le dieci subnane gli astronomi ottennero misure con errori compresi fra $1$ e $3$ millesimi di secondo d’arco. Un millesimo di secondo d’arco, alla distanza della Luna, corrisponde a circa due metri: è come scorgere dalla Terra una persona in piedi sulla superficie lunare.
Le osservazioni si svolsero fra il gennaio 2005 e il giugno 2008 e coprirono per ciascun oggetto più di tre anni, con un numero di notti utili compreso fra $17$ e $26$. La vera novità fu però il sistema di riferimento. Le parallassi si misurano di solito rispetto a stelle di sfondo più lontane, che però si muovono a loro volta e hanno una loro piccola parallasse, di cui bisogna tenere conto con delle correzioni. Schilbach e colleghi misurarono invece le posizioni, per la prima volta, direttamente rispetto alle galassie lontane presenti nei campi osservati, da $12$ a $105$ a seconda del campo: oggetti così distanti da poter essere considerati immobili. Ottennero così parallassi assolute, per le quali non erano necessarie correzioni.
Per 2MASS 1626+3925 la parallasse risultò di $29{,}85 \pm 1{,}08$ millesimi di secondo d’arco, corrispondente a una distanza di circa $33{,}5$ parsec14. La terza versione del catalogo del satellite Gaia dell’ESA (DR3), che ha misurato le posizioni delle stelle dallo spazio con una precisione senza precedenti, dà un valore di $32{,}33 \pm 0{,}15$ millesimi di secondo d’arco, con un’incertezza circa sette volte minore: la distanza della subnana dal Sole è quindi di circa $31$ parsec, poco più di $100$ anni luce.
Conoscendo la distanza, gli autori calcolarono la luminosità reale dell’oggetto e la confrontarono con le previsioni dei modelli evolutivi15 per stelle e nane brune povere di metalli. Fra i sei oggetti con una metallicità compresa fra un decimo e un trentesimo di quella solare, 2MASS 1626+3925 era il più freddo. Dal confronto con i modelli di Baraffe et al. (1997), per una metallicità pari a un decimo di quella del Sole risultò una massa di $0{,}083$ masse solari e una temperatura di circa $2\,300\ \text{K}$.
“La nana bruna più vecchia della Galassia”#
Il comunicato stampa che accompagnò lo studio di Schilbach e colleghi non lasciava spazio a dubbi. L’immagine diffusa dall’Osservatorio di Calar Alto portava in sovrimpressione la scritta «The oldest brown dwarf in the Galaxy» e giornali e siti web, compreso chi scrive, riferirono che 2MASS 1626+3925 era la nana bruna più vecchia mai trovata, con un’età di dieci miliardi di anni.
Lo studio, in realtà, era più prudente del comunicato. Non affermava esplicitamente che l’oggetto fosse una nana bruna né ne dichiarava l’età: i dieci miliardi di anni erano l’età per la quale erano calcolati i modelli usati nel confronto, non una misura diretta. Quanto alla massa, 2MASS 1626+3925, con $0{,}083$ masse solari, cadeva proprio sul confine fra stelle e nane brune per una metallicità pari a un decimo di quella solare.
Gli autori, d’altra parte, propendevano per la natura substellare. Fra la fine di agosto e l’inizio di settembre dello stesso anno, a un convegno a Heidelberg, Scholz presentò i risultati con un titolo in forma di domanda: The coolest halo subdwarfs – the oldest brown dwarfs? Nella tabella delle parallassi delle sue diapositive, 2MASS 1626+3925 era indicata come probabilmente substellare. Il comunicato non aveva dunque inventato nulla: sfoggiando un certo gusto per il sensazionalismo, aveva però trasformato in una certezza quella che era soltanto un’ipotesi plausibile.
Un confine che si sposta#
La questione fu ripresa pochi anni dopo da Zhang Zenghua e dai suoi collaboratori, in una serie di articoli dal titolo eloquente: Primeval very low-mass stars and brown dwarfs, «Stelle di piccolissima massa e nane brune primordiali».
Nel primo articolo della serie, pubblicato nel 2017, gli autori confrontarono gli spettri di ventidue subnane fredde di tipo M e L con modelli teorici di atmosfera chiamati BT-Settl e ricavarono per 2MASS 1626+3925 una temperatura di $2\,125\ \text{K}$ e una metallicità $[\text{Fe/H}] = -1{,}8$, circa un sessantesimo di quella solare: molto più bassa di quella ipotizzata nel 2009. La riclassificarono quindi come usdL4, ultra-subnana di tipo L4, la sottoclasse più povera di metalli nello schema di classificazione che avevano proposto. Per confronto, la distribuzione delle metallicità delle stelle dell’alone di tipo F, G e K ha un picco intorno a $-1{,}7$: 2MASS 1626+3925 è dunque un membro tipico della popolazione più antica della Galassia.
Una metallicità così bassa cambia anche il confine fra stella e nana bruna. Nel secondo articolo della serie, sempre del 2017, Zhang et al. spiegarono perché. Un’atmosfera povera di metalli è più trasparente e la luce che ne esce proviene da strati più profondi e caldi: per questo, a parità di massa, un oggetto povero di metalli ha una temperatura superficiale più alta. I metalli rendono invece la materia più opaca e la temperatura cresce più rapidamente procedendo verso l’interno: a parità di massa, un oggetto ricco di metalli ha un nucleo più caldo. Un oggetto povero di metalli ha quindi bisogno di una massa maggiore per raggiungere nel nucleo le condizioni necessarie a fondere stabilmente l’idrogeno. Di conseguenza, la massa minima che fa da confine tra stelle e nane brune aumenta a mano a mano che la metallicità diminuisce: circa $0{,}072$ masse solari per una composizione simile a quella del Sole, circa $0{,}083$ per un decimo dei metalli del Sole, circa $0{,}0855$ per la metallicità di 2MASS 1626+3925, fino a circa $0{,}092$ masse solari per un gas privo di metalli, come quello delle primissime stelle, le cosiddette stelle di Popolazione III (stima di Burrows et al. 2001).
Una stella al limite, con la composizione di 2MASS 1626+3925, avrebbe, secondo questi calcoli, una temperatura efficace16 di circa $2\,550\ \text{K}$. Con circa $2\,125\ \text{K}$, la “nostra” subnana è nettamente più fredda e quindi al di sotto del confine. Gli autori la collocarono in quella che chiamarono “zona di transizione delle nane brune dell’alone”, una fascia del diagramma che mette in relazione la temperatura con la metallicità, ampia in temperatura ma stretta per quanto riguarda l’intervallo di masse. In questa fascia la fusione nucleare avviene in modo intermittente.
C’è un apparente paradosso in questa storia. La massa di 2MASS 1626+3925 calcolata nel 2009 è quasi identica a quella odierna. È cambiata, invece, la stima della metallicità e con essa il confine tra stella e nana bruna. Lo stesso oggetto che nel 2009 sembrava trovarsi esattamente su quel confine oggi risulta appena al di sotto. Ne consegue che non si può tracciare il confine tra stelle e nane brune in base a un unico valore di massa: la distinzione tra le due categorie dipende dalla massa e dalla composizione chimica dell’oggetto.
Una nana bruna di transizione#
Nel terzo articolo della serie, del 2018, Zhang et al. diedero un nome agli oggetti di quella fascia: nane brune di transizione. Sono oggetti con una massa compresa fra circa il $90$ e il $99\%$ della massa minima per la fusione stabile dell’idrogeno. Sono sostenuti dalla pressione di degenerazione17 degli elettroni, sono completamente convettivi e nel loro nucleo la fusione dell’idrogeno si accende in modo intermittente, senza riuscire a bilanciare la lenta contrazione dovuta alla gravità.
Secondo gli autori la fusione irregolare di queste nane brune è meno efficiente di quella continua delle stelle più piccole, ma potrebbe durare più a lungo. Per un altro oggetto della stessa categoria, 2MASS 0532+8246, la subnana L la cui scoperta aveva fatto ripescare 2MASS 1626+3925, Burgasser et al. avevano calcolato nel 2008 che a un’età di dieci miliardi di anni la fusione dell’idrogeno nel nucleo fornisce una parte importante della luminosità: più della metà, se la metallicità dell’oggetto non è inferiore a un decimo di quella solare. Il resto proviene dal calore accumulato al momento della formazione, quando la nube di gas da cui l’oggetto è nato si contrasse e la sua energia gravitazionale si trasformò in calore. È un calore che l’oggetto disperde lentamente nello spazio, mentre continua a raffreddarsi e a contrarsi asintoticamente18.
Nella tabella delle nove nane brune di transizione allora note nell’alone, 2MASS 1626+3925 compare con una massa di $0{,}0828$ masse solari, circa $87$ volte quella di Giove, contro un limite di circa $0{,}0855$ per la sua metallicità: sarebbe dunque al $97\%$ circa della massa necessaria per essere una stella vera e propria. L’incertezza sulla massa è di circa $0{,}0015$ masse solari e, secondo gli autori, l’età dell’oggetto conta poco. Le stelle dell’alone hanno fra $10$ e $13$ miliardi di anni e in questo intervallo la temperatura delle nane brune più massicce cambia di poco: l’incertezza sull’età sposta la massa stimata al massimo di $0{,}0005$ masse solari.
Lo spettro di 2MASS 1626+3925 non mostra presenza di litio19, ma il dato non aiuta a decidere. Per una metallicità di un decimo di quella solare il litio viene distrutto in tutti gli oggetti sopra circa $0{,}065$ masse solari, quindi anche in una nana bruna di transizione.
Nello stesso anno Gonzales et al. ricostruirono la distribuzione dell’energia emessa da 2MASS 1626+3925 a tutte le lunghezze d’onda, dal visibile al medio infrarosso, e calcolarono la sua luminosità bolometrica20: circa $1/6\,100$ di quella del Sole. Dai modelli evolutivi ricavarono un raggio di circa $0{,}90$ volte quello di Giove, cioè circa $64\,000\ \text{km}$: un oggetto più piccolo di Giove, ma con una massa circa ottanta volte maggiore. La gravità alla sua superficie sarebbe circa $250$ volte quella terrestre. Questi valori derivano però da modelli calcolati per una metallicità molto più alta di quella dell’oggetto e gli autori stessi avvertono che per gli oggetti poveri di metalli le masse potrebbero risultare sottostimate. Fra i dieci oggetti del loro campione per i quali ricavarono questi parametri contarono quattro nane brune, fra le quali 2MASS 1626+3925.
Con il quarto e il sesto articolo della serie, pubblicati nel 2018 e nel 2019, Zhang et al. completarono il quadro. Nel quarto articolo tracciarono un confine empirico fra stelle e nane brune nei diagrammi colore-colore21 fra ottico e infrarosso: otto delle nove nane brune di transizione dell’alone, compresa 2MASS 1626+3925, cadono dalla parte substellare. Nel sesto distinsero tre popolazioni: le stelle di piccolissima massa; le nane brune di transizione; le nane brune “degeneri”, al di sotto del $90\%$ circa della massa minima, prive di qualunque fusione dell’idrogeno, che sono la grande maggioranza delle nane brune. Quelle povere di metalli appartenenti al disco spesso e all’alone, raffreddatesi nel corso di miliardi di anni, sono oggi subnane di tipo T molto fredde e gli autori ne selezionarono una quarantina dalla letteratura. La domanda che ci si poneva nel 2009, se la formazione stellare dell’epoca dell’alone producesse già nane brune, ha dunque oggi una risposta affermativa.
Un’orbita che si tuffa verso il centro della Galassia#
Le ultime notizie su 2MASS 1626+3925 vengono dal telescopio spaziale James Webb. In uno studio del 2026, ancora in forma di preprint, Hsu et al. hanno misurato con lo spettrografo NIRSpec le velocità radiali di un gruppo di nane brune povere di metalli, sfruttando la banda del monossido di carbonio intorno a $4{,}5$ micrometri. Per 2MASS 1626+3925 hanno ottenuto $-256{,}6\ \text{km/s}$, con un’incertezza di qualche chilometro al secondo, in accordo con la misura molto meno precisa di Burgasser del 2004.
Combinando la velocità radiale con la distanza e il moto proprio misurati da Gaia, gli autori hanno ricostruito l’orbita dell’oggetto nella Galassia. Rispetto al moto medio delle stelle che circondano il Sole, 2MASS 1626+3925 viaggia a circa $310\ \text{km/s}$. La sua orbita è retrograda22, cioè percorsa in senso opposto alla rotazione del disco, e molto allungata, con un’eccentricità di $0{,}90$. Nel punto più lontano si spinge a circa $10\,400$ parsec dal centro della Galassia, un po’ oltre l’orbita del Sole; nel punto più vicino scende fino a circa $530$ parsec, tuffandosi nel bulge lungo una traiettoria quasi radiale. Oggi osserviamo la subnana nei dintorni del Sole, a “soli” $100$ anni luce da noi, quindi nella parte esterna della sua orbita.
Hsu et al. hanno confrontato anche l’energia e il momento angolare dell’orbita con quelli delle correnti stellari note, i resti di galassie nane catturate e smembrate dalla Via Lattea nel corso della sua storia. 2MASS 1626+3925 non appartiene a nessuna di queste: è compatibile con l’alone formatosi in situ, cioè con le stelle nate all’interno della nostra galassia nelle prime fasi della sua storia.
Stella o nana bruna?#
Lo studio del 2026 riserva un’ultima sorpresa. Nella scheda dedicata a 2MASS 1626+3925, gli autori, fra i quali c’è lo stesso Burgasser, la considerano probabilmente una stella di piccola massa povera di metalli, citando come riferimenti lo studio della scoperta del 2004 e quello di Calar Alto del 2009 e osservando che l’assenza del litio è compatibile con questa interpretazione. L’oggetto resta comunque nel loro campione di nane brune povere di metalli.
Il disaccordo non deve sorprendere. Tutte le stime della massa di 2MASS 1626+3925 cadono entro una decina di punti percentuali dalla soglia della fusione stabile dell’idrogeno per una metallicità così bassa. Collocarla da una parte o dall’altra dipende dai modelli e dalla composizione chimica adottata. Una misura diretta della massa richiederebbe un compagno in orbita intorno all’oggetto e non se ne conoscono. Anche l’età non è mai stata misurata: i $10$-$13$ miliardi di anni sono quelli della popolazione a cui la subnana appartiene per composizione e per orbita.
Forse il risultato più interessante della storia di 2MASS 1626+3925 non è la risposta alla domanda se sia una stella oppure no, ma la scoperta che la risposta a questa domanda ha confini mobili. Nata oltre dieci miliardi di anni fa da un gas quasi privo di metalli, questa minuscola viaggiatrice proveniente dall’alone galattico si trova in bilico su un limite che, per gli oggetti della sua epoca, è più alto di quello delle nane brune di oggi. Stella minima o nana bruna massima, è uno dei campioni più preziosi per carpire qualche segreto sulla natura degli oggetti più piccoli formatisi agli albori della Via Lattea.
La carta d’identità di 2MASS 1626+3925#
La tabella riassume i dati principali su 2MASS 1626+3925. Le misure dirette sono la posizione, la distanza, il moto e la composizione chimica dedotta dallo spettro. La massa, il raggio e la temperatura derivano invece dal confronto con modelli teorici e cambiano, anche se di poco, a seconda dei modelli usati.
| Grandezza | Valore | Fonte |
|---|---|---|
| Designazione completa | 2MASS J16262034+3925190 | Burgasser 2004 |
| Costellazione | Ercole | |
| Coordinate (J2000) | AR $16^\text{h}\,26^\text{m}\,20{,}34^\text{s}$; Dec $+39^\circ\,25'\,19{,}0''$ | Burgasser 2004 |
| Classe spettrale | usdL4 (ultra-subnana di tipo L4) | Zhang et al. 2017 |
| Parallasse | $32{,}33 \pm 0{,}15$ millesimi di secondo d’arco | Gaia DR3 |
| Distanza | circa $31$ parsec, cioè circa $100$ anni luce | calcolata dalla parallasse di Gaia DR3 |
| Moto proprio | circa $1{,}40''$ all’anno | Gaia DR3 |
| Velocità radiale | $-256{,}6\ \text{km/s}$ (in avvicinamento) | Hsu et al. 2026 |
| Velocità rispetto alle stelle vicine al Sole | circa $310\ \text{km/s}$ | calcolata dalle componenti $U$, $V$, $W$ di Hsu et al. 2026 |
| Metallicità $[\text{Fe/H}]$ | $-1{,}8 \pm 0{,}2$ (circa $1/60$ del Sole) | Zhang et al. 2017 |
| Temperatura efficace | $2\,125 \pm 120\ \text{K}$ | Zhang et al. 2018 |
| Luminosità bolometrica | $\log(L/L_\odot) = -3{,}787 \pm 0{,}006$, circa $1/6\,100$ del Sole, pari a circa $6{,}3 \times 10^{29}$ erg/s | Gonzales et al. 2018 |
| Massa | $0{,}0828 \pm 0{,}0015\ M_\odot$, circa $87$ masse gioviane | Zhang et al. 2018 |
| Massa minima per la fusione stabile dell’idrogeno alla stessa metallicità | circa $0{,}0855\ M_\odot$ | Zhang et al. 2018 |
| Raggio | $0{,}90 \pm 0{,}01$ raggi di Giove, circa $64\,000\ \text{km}$ | Gonzales et al. 2018 (dai modelli) |
| Gravità superficiale | $\log g = 5{,}39$, circa $250$ volte la gravità terrestre | Gonzales et al. 2018 (dai modelli) |
| Densità media | circa $150\ \text{g/cm}^3$, circa $110$ volte quella di Giove e oltre $100$ volte quella media del Sole | calcolata dalla massa di Zhang et al. 2018 e dal raggio di Gonzales et al. 2018 |
| Età | non misurata; si assume quella tipica della popolazione dell’alone: $10$-$13$ miliardi di anni | Zhang et al. 2018 |
Il raggio e la gravità superficiale vengono da modelli calcolati per una composizione chimica molto meno povera di metalli di quella dell’oggetto: vanno presi come ordini di grandezza più che come misure precise. Lo stesso vale per la massa stimata da Gonzales et al. ($80{,}2$ masse gioviane, cioè circa $0{,}077\ M_\odot$), che è probabilmente sottostimata per lo stesso motivo. I termini usati nella tabella sono spiegati nelle note che accompagnano il testo.
In astrofisica si chiamano metalli tutti gli elementi chimici più pesanti dell’elio, compresi quelli che per un chimico non sono affatto metalli, come il carbonio, l’ossigeno o l’azoto. La metallicità è l’abbondanza di questi elementi in una stella rispetto all’idrogeno. Si misura di solito con l’indice $[\text{Fe/H}]$, che confronta l’abbondanza del ferro con quella del Sole su scala logaritmica: $[\text{Fe/H}] = 0$ significa la stessa proporzione del Sole, $-1$ un decimo, $-2$ un centesimo. Poiché gli elementi pesanti sono prodotti dalle stelle e dispersi nello spazio quando esse muoiono, ogni generazione stellare ne contiene più della precedente: una bassa metallicità è quindi un indizio di grande antichità. Negli studi si trova anche l’indice $[\text{M/H}]$, che misura allo stesso modo l’abbondanza complessiva di tutti i metalli e non solo del ferro. Nelle stelle dell’alone alcuni elementi, come l’ossigeno e il magnesio, sono più abbondanti del ferro rispetto alle proporzioni solari: per questo il valore di $[\text{M/H}]$ risulta in genere più alto di quello di $[\text{Fe/H}]$ di qualche decimo. ↩︎
L’alone galattico è la regione grosso modo sferica che avvolge il disco della Via Lattea e si estende per decine di migliaia di anni luce oltre i suoi bordi. Contiene la maggior parte degli ammassi globulari della Galassia e una popolazione di stelle isolate, molto antiche e povere di elementi pesanti, che si muovono su orbite casuali e spesso molto allungate, inclinate in ogni direzione rispetto al piano del disco. Le stelle dell’alone sono molto meno numerose di quelle del disco: nei dintorni del Sole rappresentano una piccola frazione delle stelle visibili. ↩︎
Una nana bruna è un oggetto che si forma come una stella, dal collasso di una nube di gas, ma con una massa troppo piccola per accendere nel nucleo la fusione stabile dell’idrogeno in elio, il processo che fa splendere le stelle per la maggior parte della loro vita. Per una composizione chimica simile a quella del Sole, il limite è intorno a $0{,}072$ masse solari, cioè circa $75$ volte la massa di Giove. Privata della fonte di energia che alimenta le stelle, una nana bruna si raffredda e si affievolisce lentamente per tutta la vita. La prima nana bruna fu confermata nel 1995. ↩︎
La radiazione infrarossa ha lunghezze d’onda maggiori di quelle della luce rossa e non è visibile all’occhio umano. Gli oggetti relativamente freddi, con temperature superficiali di qualche migliaio di gradi o meno, emettono la maggior parte della loro energia proprio nell’infrarosso. Gli astronomi suddividono il vicino infrarosso in “bande” designate con delle lettere: le più usate sono J (intorno a $1{,}25$ micrometri), H (intorno a $1{,}65$ micrometri) e K (intorno a $2{,}2$ micrometri). ↩︎
Stelle e nane brune sono ordinate in classi spettrali in base alla temperatura superficiale, che si riconosce dalle righe e dalle bande presenti nello spettro. Dopo le classi più calde (O, B, A, F, G, K) vengono le nane rosse di classe M e poi le classi L, T e Y, introdotte a partire dalla fine degli anni Novanta per oggetti sempre più freddi. La classe L comprende sia le stelle più piccole sia le nane brune più giovani o massicce, con temperature all’incirca fra $1\,300$ e $2\,500\ \text{K}$; le classi T e Y sono formate solo da nane brune. Un numero da $0$ a $9$, posto dopo la lettera che definisce la classe, esprime una scala di temperature all’interno di quella classe, con $0$ che indica la temperatura più alta e $9$ quella più bassa. ↩︎
In astronomia il colore di un oggetto si misura confrontando la sua luminosità in due bande di lunghezza d’onda. Nel vicino infrarosso si usano spesso le bande J e K. Un oggetto si dice “rosso” quando emette relativamente più luce nella banda K e “blu” quando emette relativamente più luce nella banda J. I termini sono presi a prestito dal visibile, ma indicano solo come si distribuisce la luce fra le due bande. Nell’infrarosso, le nane L normali appaiono molto rosse, mentre le nane T e le subnane L appaiono molto più blu. Nel visibile un colore più blu indica di solito una temperatura più alta. Nel caso delle nane T e delle subnane L, invece, la radiazione infrarossa è spostata verso lunghezze d’onda più corte, cioè più “blu”, solo perché la loro atmosfera assorbe gran parte della luce nella banda K. Le nane T sono più fredde delle nane L e una subnana L appare molto più blu di una nana L normale di temperatura simile. ↩︎
Le subnane sono stelle o nane brune povere di metalli che, a parità di temperatura, risultano meno luminose delle stelle di sequenza principale o delle nane brune con composizione simile a quella del Sole. Il prefisso delle classi spettrali indica il grado di povertà di metalli. Nello schema di classificazione proposto da Zhang et al. nel 2017 per gli oggetti più freddi di $3\,000\ \text{K}$, “sd” (subnana) indica una metallicità $[\text{Fe/H}]$ fra $-0{,}3$ e $-1{,}0$, “esd” (subnana estrema) fra $-1{,}0$ e $-1{,}7$, “usd” (ultra-subnana) sotto $-1{,}7$. ↩︎
Il moto proprio è lo spostamento apparente di una stella sulla volta celeste, dovuto al suo moto reale nello spazio rispetto al Sole. Si misura in secondi d’arco all’anno. Per la grande maggioranza delle stelle è minuscolo; uno spostamento superiore al secondo d’arco all’anno, come quello di 2MASS 1626+3925, indica un oggetto molto vicino, molto veloce, o tutte e due le cose. ↩︎
Lo spettro di una sorgente luminosa è la distribuzione della sua luce nelle diverse lunghezze d’onda, ottenuta scomponendola come fa un prisma con la luce del Sole. Gli atomi e le molecole presenti nell’atmosfera di una stella assorbono la luce a lunghezze d’onda caratteristiche, lasciando nello spettro righe e bande scure che permettono di riconoscerne la composizione chimica, la temperatura e la velocità. ↩︎
Un idruro è una molecola formata da un atomo di metallo legato a un atomo di idrogeno, mentre un ossido unisce un metallo e un atomo di ossigeno. In un’atmosfera povera di metalli entrambi i tipi di molecola sono più rari, ma gli ossidi, che richiedono due elementi entrambi scarsi, diminuiscono molto più rapidamente degli idruri, il cui numero è sostenuto dalla grande quantità di idrogeno presente. Nelle subnane spariscono in gran parte anche le polveri, che pure sono fatte di metalli. Le loro atmosfere diventano così più trasparenti e lasciano vedere strati più profondi e densi. In questo modo la luce proveniente dall’interno attraversa una lunga colonna di gas, lungo la quale incontra un gran numero di molecole di idruro, benché siano più rare che in un gas di composizione solare. Gli idruri restano i principali assorbitori in quelle regioni dello spettro e le loro bande risultano più profonde che negli oggetti di composizione solare. Il monossido di carbonio, invece, che richiede carbonio e ossigeno, si indebolisce come gli ossidi. Il confronto fra bande di idruri e bande di ossidi è per questo uno degli indicatori classici della metallicità delle stelle fredde. ↩︎
Nell’assorbimento indotto da collisioni una molecola di idrogeno, che normalmente non assorbe la radiazione infrarossa, acquista temporaneamente questa capacità durante l’urto con un’altra molecola o con un atomo. Il fenomeno è tanto più intenso quanto più il gas è denso e diventa importante nelle atmosfere molto compatte e povere di metalli delle subnane fredde, dove sottrae luce soprattutto nella banda K. ↩︎
La velocità radiale è la componente della velocità di un oggetto lungo la nostra linea di vista, cioè la velocità con cui si avvicina o si allontana. Si misura dallo spostamento delle righe dello spettro per effetto Doppler: verso il blu se l’oggetto si avvicina, verso il rosso se si allontana. Per convenzione, una velocità radiale negativa indica avvicinamento. ↩︎
La sigla sdL4 indica una subnana (“sd”, dall’inglese subdwarf), cioè un oggetto povero di metalli, di classe spettrale L e di sottotipo 4, un tipo intermedio all’interno della classe. ↩︎
Il parsec è la distanza alla quale una stella avrebbe una parallasse di un secondo d’arco. Corrisponde a circa $3{,}26$ anni luce, cioè circa $31\,000$ miliardi di chilometri. La distanza in parsec è l’inverso della parallasse espressa in secondi d’arco: $30$ millesimi di secondo d’arco corrispondono a circa $33$ parsec. ↩︎
I modelli evolutivi sono calcoli teorici che descrivono come cambiano nel tempo la luminosità, la temperatura e il raggio di una stella o di una nana bruna di data massa e composizione chimica. Confrontando la luminosità e la temperatura osservate con le previsioni dei modelli, e assumendo un’età, si ricava la massa. Il risultato è affidabile quanto lo sono i modelli e le ipotesi di partenza: per gli oggetti più freddi e poveri di metalli le incertezze restano significative. ↩︎
La temperatura efficace è la temperatura che avrebbe un corpo nero ideale delle stesse dimensioni dell’oggetto, che emettesse la stessa quantità totale di energia. Non è quindi la temperatura di uno strato preciso dell’atmosfera, ma un indicatore sintetico della temperatura della superficie che irraggia. Quella del Sole è di circa $5\,772\ \text{K}$. ↩︎
La pressione di degenerazione è una pressione di origine quantistica che si manifesta quando la materia è compressa a densità altissime. Gli elettroni non possono occupare tutti lo stesso stato quantico e, stipati in uno spazio ristretto, sono costretti ad assumere velocità sempre maggiori, esercitando una pressione che non dipende dalla temperatura. È la pressione che sostiene le nane bianche e, in misura minore, le nane brune: per questo una nana bruna può raffreddarsi senza continuare a contrarsi indefinitamente. ↩︎
Una grandezza varia asintoticamente quando si avvicina sempre più a un valore limite, con cambiamenti sempre più piccoli, senza mai raggiungerlo del tutto. Qui significa che il raggio della nana bruna diminuisce sempre più lentamente, avvicinandosi al valore per il quale la pressione di degenerazione degli elettroni sostiene quasi interamente il peso dell’oggetto. ↩︎
Il test del litio è uno dei metodi classici per riconoscere le nane brune. Il litio viene distrutto da reazioni nucleari a temperature di circa $2{,}5$ milioni di gradi, più basse di quelle necessarie per fondere l’idrogeno. Le stelle e le nane brune più massicce raggiungono simili temperature nel nucleo e, poiché sono completamente convettive, finiscono per consumare tutto il litio presente. Le nane brune più piccole non ci riescono e lo conservano: la presenza di litio nell’atmosfera indica quindi un oggetto substellare, ma la sua assenza non esclude che lo sia. ↩︎
La luminosità bolometrica è l’energia totale emessa da un oggetto ogni secondo, sommata su tutte le lunghezze d’onda, dall’ultravioletto all’infrarosso. Per oggetti freddi come le nane brune, che emettono quasi tutto nell’infrarosso, la luce visibile ne rappresenta solo una frazione minima. ↩︎
In un diagramma colore-colore ogni oggetto è rappresentato da un punto le cui coordinate sono due diversi colori, cioè due confronti fra la luminosità dell’oggetto in coppie di bande diverse. Zhang et al. usarono il colore i − J, che confronta la luce della banda i, all’estremo rosso del visibile, intorno a $0{,}75$ micrometri, con quella della banda J del vicino infrarosso, e il colore J − K. Il primo dipende soprattutto dalla temperatura, il secondo dalla metallicità. Oggetti di natura diversa occupano così regioni distinte del diagramma e una linea tracciata fra di esse può fare da confine. ↩︎
Le stelle del disco ruotano tutte nello stesso verso intorno al centro della Galassia, su orbite quasi circolari. Un’orbita retrograda è percorsa nel verso opposto. È una caratteristica frequente fra le stelle dell’alone, che non condividono la rotazione ordinata del disco e si muovono su orbite di ogni inclinazione e orientamento. ↩︎