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EVOLUZIONE STELLARE
massa corrisponde sempre a un aumento
delle dimensioni.
Poiché i raggi delle stelle e delle nane bru-
ne sono correlati alla loro luminosità e alla
loro temperatura superficiale, il suddetto
comportamento antitetico permette di di-
stinguere le une dalle altre osservando la
distribuzione dei rapporti raggio/lumino-
sità e raggio/temperatura. Dove i raggi so-
no simili saranno gli altri due parametri a
fare la differenza e viceversa.
Il problema a questo punto è riuscire a ca-
ratterizzare con sufficiente precisione, at-
traverso l'osservazione diretta, un signifi-
cativo numero di oggetti, cosa non facile
dal momento che le stelle più vicine al con-
fine che le separa dalle nane brune sono
straordinariamente deboli, tanto che anche
le più luminose di esse producono solo
qualche centesimo della luce solare. Inoltre,
avendo quelle stelle un'atmosfera relativa-
mente fredda, vi si formano numerosi tipi
di molecole, il che rende difficoltosa l'inter-
pretazione degli spettri.
Per risolvere una volta per tutte l'annosa
questione, il team di Dieterich ha esami-
nato le proprietà fotometriche e sprettro-
scopiche di 63 oggetti appartenenti a tipi
spettrali compresi fra M6V e L4, calcolando
per 37 di essi nuove e più precise parallassi
trigonometriche (le rimanenti sono state
prese pari pari dalla letteratura già esi-
stente).
I dati fotometrici, relativi a vari colori (fre-
quenze) del visibile e dell'infrarosso, e i va-
lori delle parallassi, indicativi delle distanze,
I
l diagramma in
basso mostra la
relazione fra di-
mensioni (compa-
rate a quelle del
Sole) e tempera-
tura (in kelvin)
per stelle e nane
brune. Come gli
astronomi già so-
spettavano da
tempo, esiste
un’evidente la-
cuna fra dove le
stelle finiscono e
dove iniziano le
nane brune.
[P. Marenfeld &
NOAO/AURA/NSF]
