Numero 328Dicembre 1995Anno XXVIIIVolume LV

LE SCIENZE' SCIENTIFICAMERICAN

Le compagnedelle stelle giovani

La sorprendente scoperta che anche le stelle più giovanisi trovano normalmente in gruppi di due o tre ha costretto gli astronomi

a rivedere le teorie sulla nascita dei sistemi stellari

di Alan P. Boss

I

l 6 aprile 1992 l'astronomia è statascossa da una piccola rivoluzione.L'avvenimento non si è verificato

in un osservatorio di alta montagna, main una sede molto meno prevedibile, ilCallaway Gardens Inn, un albergo suuna collina (270 metri circa sul livellodel mare) in Georgia, dove si svolgevaun convegno internazionale sulle stelledoppie. Si tratta di un campo di ricercanormalmente tranquillo, nel quale la fre-quenza delle scoperte è legata alle deci-ne d'anni necessarie a molti di questi si-stemi per completare la propria orbita.

Mentre all'esterno le azalee fiorivanosotto la pioggia primaverile, gli astrono-mi partecipanti presentavano dati cheportavano tutti a una conclusione stupe-facente: anche le stelle più giovani pos-siedono spesso compagne. Questo risul-tato era il frutto di lunghe e pazienti os-servazioni condotte da molti ricercatoricon l'aiuto di tutta una serie di tecnicheingegnose e di nuovi dispositivi. Quelmattino in Georgia tutte queste osserva-zioni disparate si combinarono come permagia a formare un'immagine compiuta.

L'idea che i sistemi binari di stellegiovani siano almeno altrettanto comu-ni di quelli formati da stelle più vecchiepotrebbe anche sembrare piuttosto ba-nale, ma per gli astronomi fu un verotrauma. Quasi tutte le teorie sulla for-mazione delle stelle doppie prevedeva-no che la compagna di una stella venis-se generata o catturata solo molto tem-

po dopo la nascita del corpo primario;quindi era logico prevedere che le stellepiù giovani dovessero esistere da solenello spazio. Queste teorie non godonopiù di alcun credito: resta però almenoun'ipotesi sulla formazione delle stelledoppie che vale anche di fronte allenuove osservazioni e che potrebbe esse-re l'unica spiegazione possibile del mo-tivo per cui i sistemi stellari binari sonotanto abbondanti nell'universo.

Il Sole, una stella matura, non hacompagne conosciute, anche se granparte delle stelle della sua età si trova ingruppi di due o più corpi. Nel 1984 Ri-chard A. Muller del Lawrence BerkeleyLaboratory e colleghi formularono l'i-potesi che il Sole non sia davvero unastella singola ma che abbia una compa-gna lontana, in orbita con periodo di cir-ca 30 milioni di anni. Potrebbe esserequesta compagna invisibile, con la pro-pria attrazione gravitazionale, a pertur-bare la materia che orbita nelle regionipiù esterne del sistema solare, inviandouno sciame di comete verso i pianeti in-terni ogni volta che si avvicina al Sole.Muller propose anche che questo effettopossa spiegare le periodiche estinzioniin massa: le comete create dalla compa-gna del Sole cadrebbero sulla Terra ogni30 milioni di anni circa e spazzerebberovia gran parte delle specie viventi, comeavvenne nel caso della scomparsa deidinosauri. Dato che il suo avvicinarsiscatenerebbe distruzioni di questa porta-

ta, Muller battezzò la stella ancora sco-nosciuta «Nemesi».

La maggior parte degli scienziati nonha accettato questa idea pur così interes-sante. Per cominciare, le stelle più vicineche si conoscano (il sistema triplo diAlpha Centauri, a una distanza di 4,2 an-ni luce) sono di gran lunga troppo lonta-ne per essere legate al Sole dalla gravità.In effetti non è stato trovato alcun indiziodel fatto che il Sole sia altro che una stel-la singola il cui compagno più grande,Giove, ha una massa 1000 volte inferiorealla sua. Ma il fatto di vivere su un piane-ta in orbita intorno a una stella solitaria cidà una visione distorta del cosmo: ten-diamo a pensare che le stelle singole rap-presentino la norma e che quelle doppiedebbano essere per qualche verso strane.Per le stelle simili al Sole quest'idea si ri-vela ben lontana dalla realtà.

Nel 1990 il compianto Antoine Du-quennoy e Michel Mayor dell'Os-

servatorio di Ginevra ultimarono una ras-segna completa delle stelle doppie vicine,

La nube molecolare di Rho Ophiucicontiene diverse nebulose a riflessionemulticolori e numerose stelle in via diformazione. Dato che «nidi d'infanzia»stellari come questo sono relativamentevicini alla Terra, la loro osservazionepuò fornire informazioni importanti inmerito alla nascita delle stelle doppie.

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E

I--0

Nei sistemi stellari doppi o tripli i pianeti non potrebbero occupare certe regioni(in blu) nelle quali non possono mantenere un'orbita stabile. Un pianeta che or-bitasse in queste zone prima o poi ne verrebbe espulso dalle interazioni gravita-zionali. In un sistema doppio (in alto) i pianeti si potrebbero trovare o vicino auna delle due stelle o lontano da entrambe. In un sistema triplo (in basso) i pia-neti potrebbero orbitare molto vicino a una delle due stelle della coppia stretta,in una regione più vasta intorno alla stella isolata oppure lontano da tutte e tre.

0,2STELLE MATUREDI TIPO SOLARE

0,1 -

STELLEGIOVANI

o

o

o100 10 000 1 000 000 100 000 000

PERIODO (GIORNI)

Le binarie giovani sono diffuse nell'universo almeno quanto quelle mature. Pertutti i periodi orbitali che finora sono stati determinati, le doppie giovani presen-ti nelle regioni di formazione stellare (in blu) sono ancora più comuni delle bi-nate di tipo solare (in rosso) che sono state individuate nelle vicinanze del Sole.

Osservata nell'infrarosso, alla lunghez-za d'onda di 0,9 micrometri, Glass-1si è rivelata una giovane stella doppia.

che aveva richiesto 10 anni di lavoro.Avevano esaminato tutte le stelle «nanedi tipo G», la classe a cui appartiene ilSole, entro un raggio di 72 anni luce;questo campione comprende 164 stelleprimarie, ritenute rappresentative del di-sco della Galassia. Duquennoy e Mayorscoprirono che solo un terzo circa di que-ste stelle si possono considerare singolein senso stretto, mentre due terzi di essehanno una o più compagne con massamaggiore di un centesimo di quella sola-re, cioè circa 10 volte quella di Giove.

Le stelle binarie hanno caratteristichemolto variabili. In alcuni dei sistemi dinane-G le stelle quasi si toccano, mentrein altri possono trovarsi anche a un terzodi anno luce di distanza. Quelle moltovicine ruotano l'una intorno all'altra inmeno di un giorno, mentre le più lontaneimpiegano decine di milioni di anni percompletare una sola orbita. Duquennoy e

Mayor dimostrarono anche che le nane--G triple e quadruple sono decisamentepiù rare delle doppie: nella loro rassegnaelencarono 62 doppie accertate, sette tri-ple e due quadruple. Inoltre stabilironoche ciascuno dei sistemi tripli e quadru-pli ha una struttura gerarchica, compostada una doppia relativamente stretta, in-torno alla quale ruota a distanza maggio-re o una stella singola (dando origine aun sistema triplo) o un'altra stella doppiastretta (che forma quindi un sistema qua-druplo). La separazione tra le coppie di-stanti deve essere almeno cinque voltemaggiore di quella tra le stelle di unadoppia stretta perché il sistema sopravvi-va a lungo. Se le stelle sono più ravvici-nate si hanno sistemi del tipo Trapezio,dal nome di un piccolo sistema quadru-plo giovane nella nebulosa di Orione. Sitratta di strutture instabili, che prima opoi si separeranno. Per esempio, se le trestelle di un sistema triplo si avvicinanotroppo, il sistema tenderà a espellerequella di massa minore, lasciando unacoppia stabile.

Sembra quindi che le stelle doppiesiano la regola, non l'eccezione. Maquesto risultato non vuol dire che i pia-neti debbano essere rari: un pianeta puòevolvere in un sistema doppio, a pattoche orbiti o vicino a una delle due stelleo ben lontano da entrambe. Si pensi acome sarebbe vivere su un mondo diquesto tipo, in orbita a distanza di sicu-rezza intorno a una binaria stretta in cuile due stelle ruotano l'una intorno al-l'altra ogni qualche giorno. Nel cielodiurno splenderebbe una coppia di so-li vicini. Albe e tramonti sarebbero af-fascinanti, con due dischi infuocati cheattraversano l'orizzonte l'uno dopo l'al-tro, e potrebbero anche verificarsi altrestrane configurazioni celesti. Se per e-sempio il pianeta orbitasse nello stes-so piano di due stelle di massa uguale,

si vedrebbero i due soli fondersi perio-dicamente, eclissandosi l'un l'altro e di-mezzando per breve tempo la quantitàtotale di luce che arriva al pianeta.

Tl Sole si è formato circa 4,6 miliardi1 di anni fa e ha ancora circa 5 miliar-di di anni di vita da trascorrere nella co-siddetta sequenza principale. Al termi-ne di questo periodo, si espanderà di-ventando una gigante rossa che inghiot-tirà i pianeti interni. Questa configura-zione sarà in qualche modo simile aquella verificatasi all'inizio della suastoria, quando il Sole era molto piùgrande di oggi. In quel periodo, primadi contrarsi fino alle dimensioni attuali,il Sole somigliava alle stelle della clas-se T Tauri che oggi si possono osserva-re nelle regioni di formazione stellaredella nostra galassia. Durante la fase TTauri il raggio del Sole era circa quattrovolte maggiore del suo valore attuale,circa 700 000 chilometri. Prima ancora,il protosole deve aver avuto un raggiodi circa 1,5 miliardi di chilometri, ossia10 volte la distanza della Terra dal Sole(questa distanza, pari a circa 150 milio-ni di chilometri, si chiama unità astro-nomica o UA).

Le attuali stelle T Tauri offrono l'op-portunità di farsi un'idea del Sole du-rante le prime fasi della sua evoluzione.Le più vicine si trovano in due siti, lanube molecolare del Toro e quella diRho Ophiuci, situate entrambe a circa460 anni luce dalla Terra. Il fatto che lestelle giovani siano sempre immerse inquesti addensamenti di gas e polverecostituisce una prova convincente chele stelle nascono dalla contrazione e dalcollasso dei densi nuclei delle nubi diidrogeno molecolare.

Dato che sono normalmente avvolteda polvere, le stelle giovani sono difficilida osservare nel visibile, anche con i tele-scopi più potenti. Ma è facile individuar-le nell'infrarosso, alle lunghezze d'ondacaratteristiche dell'emissione provenien-te dai granuli di polvere riscaldati che cir-condano la stella. Per questo i progressinello studio della formazione stellare so-no da tempo strettamente legati alla rea-lizzazione di rivelatori capaci di racco-gliere la radiazione infrarossa. Al conve-gno del 1992 in Georgia vennero presen-tati i primi risultati di varie rassegnenell'infrarosso, ideate specificamente perrilevare l'esistenza di compagne dellestelle T Tauri nel Toro e nell'Ofiuco.

Andrea M. Ghez, che oggi lavoraall'Università della California a Los An-geles, e i suoi colleghi Gerry F. Neuge-bauer e Keith Matthews, entrambi delCalifornia Institute of Technology, han-no usato una nuova apparecchiatura fo-tografica a matrice di indio e antimonio,insieme con il telescopio Hale da cinquemetri, per fotografare le regioni intornoad alcune stelle T Tauri conosciute, allalunghezza d'onda di 2,2 micrometri,nell'infrarosso vicino. (La luce visibileha una lunghezza d'onda compresa tra

circa 0,4 e 0,7 micrometri.) Utilizzandouna tecnica di sintesi delle immagini det-ta interferometria a macchie per mini-mizzare il rumore introdotto dalle flut-tuazioni dell'atmosfera terrestre al di so-pra del telescopio, Ghez e colleghi han-no scoperto che quasi metà delle 70 stel-le T Tauri del loro campione presentauna compagna. Pur considerando un li-mitato intervallo di separazioni tra lecompagne - da 10 a 400 UA circa - que-sto studio ha indicato che nei sistemimolto giovani le binarie sono due voltepiù comuni che nelle stelle della sequen-za principale. Anche Christoph Leinert,del Max-Planck-Institut fin Astronomiedi Heidelberg, ha presentato i risultati diuna rassegna condotta nell'infrarosso vi-cino con la tecnica dell'interferometria amacchie. Leinert e colleghi hanno sco-perto che 43 delle 106 stelle T Tauri daloro esaminate hanno una compagna vi-cina, un risultato che comporta, di nuo-vo, che le binarie siano molto più diffusetra queste stelle che tra le nane di tipo Gcome il Sole.

Hans Zinnecker e Wolfgang Brand-ner dell'Università di Wtirzburg e BoReipurth dell'European Southern Ob-servatory in Cile hanno utilizzato unafotocamera digitale ad alta risoluzionecombinata con l'European New Tech-nology Telescope per raccogliere imma-gini di 160 T Tauri alla lunghezza d'on-da infrarossa di 1 micrometro. La ricer-ca ha permesso di individuare 28 com-pagne situate a una distanza di 100-1500unità astronomiche dalla stella T Tatuicorrispondente; la percentuale di sistemibinari è superiore di circa il 30 per centoa quella che si ha in media in un cam-pione paragonabile di stelle più vecchie,ali tinr,

Ivrichel J. Simon della State Univer-sity of New York a Stony Brook, insie-me con Wen Ping Chen (che oggi lavo-ra alla National Central University diTaiwan) e colleghi, ha descritto un meto-do nuovo per scoprire stelle doppie gio-vani. Quando la Luna occulta un sistemastellare lontano, un attento esame dellaluce che arriva a Terra può rivelare lapresenza di due o più sorgenti, sulla basedelle variazioni luminose che si osserva-no allorché prima una stella, poi l'altra,scivolano dietro il bordo del disco luna-re. Le misurazioni di Simon e Chen han-no permesso di rilevare compagne moltopiù vicine alle corrispondenti stelle TTauri di quanto non fosse possibile uti-lizzando le immagini nell'infrarosso.Anche le loro ricerche hanno indicatoche una percentuale elevata di questestelle è composta da binarie. Robert D.Mathieu dell'Università del Wisconsinha fatto ricorso a una tecnica più tradi-zionale per rilevare stelle doppie strette,la stessa usata da Duquennoy e Mayor.Mathieu ha sfruttato misurazioni spettro-scopiche dello spostamento Doppler pe-riodico per dimostrare che alcune stelleT Tauri possiedono compagne a una di-stanza inferiore a una UA. Ancora una

volta, le binarie strette si sono rivelatepiù comuni tra i sistemi giovani T Tauriche tra le stelle di tipo solare.

Come sono nate tutte queste binarie?

Perché si sono formate tanto spes-so e precocemente nell'evoluzione stel-lare? Il gran numero di osservazioni distelle giovani presentate in Georgiaporta a concludere che le binarie si for-mino molto prima anche della fase pre--sequenza principale, quella T Tauri. I-noltre la scoperta che questi sistemi so-

no così comuni impone che il meccani-smo che li genera, qualunque esso sia,debba essere molto efficiente.

In linea di principio, una stella dop-pia si potrebbe formare a partire da duestelle che passino abbastanza vicinel'una all'altra da permettere a una di es-se di catturare la seconda in un'orbitastabile. Considerazioni di meccanicaceleste richiedono però l'intervento diun terzo oggetto che sottragga l'energiacinetica in eccesso delle due stelle e leintrappoli in un sistema gravitazional-

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Si possono formare direttamente sistemi binari quando unanube molecolare leggermente allungata (in alto a sinistra)collassa e si scinde formando un sistema protostellare abarra (in alto a destra). Nella simulazione al calcolatore inalto le regioni di elevata densità sono rappresentate in ros-

so. I modelli numerici relativi alla seconda fase del collassodi una nube protostellare mostrano come si possa svilup-pare una binaria più stretta (in basso, da sinistra a destra).Le stelle doppie che derivano da questo fenomeno possonoavere una separazione di appena 0,02 unità astronomiche.

LEGGEDI POTENZA

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Il collasso di una nube molecolare puòdare vita a sistemi quadrupli dallastruttura gerarchica. Le simulazioni alcalcolatore del processo indicano cheuna nube inizialmente sferica (a) col-lassa prima in un disco (b), che poi siframmenta in una binaria (c). In se-guito ciascuno dei membri della bina-ria si scinde in due (d), dando originealla configurazione finale, con quattroregioni distinte di densità massima.

mente legato Simili incontri di tre corpisono troppo rari per giustificare unagrande abbondanza di stelle binarie.Cathy i. Clarke e James E. Pringledell'Università di Cambridge hannostudiato un modo più probabile che per-metta a due stelle di combinarsi in unacoppia, esaminando in particolare l'ac-coppiamento gravitazionale tra duestelle giovani ancora circondate da undisco schiacciato di polvere e gas. Unasituazione simile sarebbe molto più co-mune di un incontro di tre corpi, e inteoria potrebbe sottrarre abbastanzaenergia cinetica alle due stelle. Le ana-lisi dei due ricercatori hanno tuttavia di-mostrato che interazioni di questo tipohanno una probabilità molto maggioredi disperdere i dischi circumstellari chenon di collocare una stella in una bellaorbita stabile intorno all'altra. Quin-di questo «aggiustamento cosmetico»sembra contribuire ben poco a spiegarel'esistenza di sistemi stellari binari.

Il fallimento del modello della catturaha costretto quasi tutti gli astronomi achiedersi quali processi potrebbero ge-nerare stelle binarie in maniera più di-retta. In realtà quest'idea era stata presain considerazione fin dal secolo scorso.Nel 1883 Lord Kelvin propose che lestelle doppie derivassero da una «fissio-ne rotatoria». In base a studi sulla stabi-lità dei corpi in rapida rotazione, Kelvinavanzò l'ipotesi che, durante la propriacontrazione, una stella potrebbe aumen-tare sempre più la velocità di rotazionesu se stessa fino a scindersi in una bina-ria. Oggi si sa che le stelle pre-sequenzaprincipale si contraggono notevolmentevia via che si avvicinano alla sequenzaprincipale, nella quale bruceranno idro-geno; le T Tauri però non ruotano abba-stanza velocemente da diventare instabi-li. Inoltre la fissione ipotizzata da Kel-vin avverrebbe in una fase troppo tardadell'evoluzione stellare per spiegare lafrequenza di binarie tra le stelle giovani.Richard H. Durisen dell'Indiana Uni-versity e colleghi hanno dimostrato chela fissione non funziona neanche dalpunto di vista teorico: un modello ragio-nevole di questa forma di instabilità in-dica che la materia espulsa finirebbe performare bracci di spirale intorno al-l'astro anziché un'altra stella compatta edistinta dalla prima.

Se l'idea della fissione è vecchia or-mai di un secolo, esiste una teoria sulla

nascita delle stelle binarie che ha appe-na dieci anni, quella della frammenta-zione. Secondo questa ipotesi le binarienascerebbero nella fase in cui le nubimolecolari dense collassano sotto lapropria attrazione gravitazionale diven-tando protostelle. Poi il gas e la polvereche oscurano la vista si dissipano edemerge una binaria appena formata (diclasse T Tauri). Al contrario delle teoriepiù vecchie sulla nascita dei sistemi bi-nari, quella della frammentazione è inaccordo perfetto con le ultime osserva-zioni delle stelle giovani.

Il collasso della protostella che per-mette la frammentazione si verifica inmaniera relativamente improvvisa ri-spetto alla scala di miliardi di anni dellavita di una stella: impiega infatti pochecentinaia di migliaia di anni. Questa tra-sformazione violenta di una nube diffu-sa in una stella compatta dà a un ogget-to singolo un'opportunità particolare discindersi in corpi distinti. Gli astrofisicihanno identificato due possibili mec-canismi di svolgimento del fenomeno.Una nube molto fredda si può fram-mentare direttamente in stelle binarie,mentre nubi più calde dotate di motorotatorio significativo possono primaassestarsi, formando dischi sottili chepoi si spezzano via via che si appiatti-scono ulteriormente o che la loro massaaumenta.

Un'obiezione fondamentale alla teo-

ria della frammentazione riguar-dava la distribuzione della materia nellenubi protostellari. In precedenza si rite-

DISTANZA DAL CENTRO DELLA NUBE

Si riteneva che nelle nubi dove si for-mano le stelle la distribuzione delladensità seguisse una legge di potenza,che porta a grandi concentrazioni dimassa verso il centro; i nuovi risultatiinducono invece a ritenere che la den-sità segua una distribuzione gaussia-na, che facilita la formazione di binarie.

neva che questa materia fosse distribui-ta secondo una cosiddetta legge di po-tenza, cioè che la sua concentrazionefosse molto elevata nel nucleo della nu-be per diminuire rapidamente all'au-mentare della distanza. Sembra peròche questa obiezione sia stata vanificatanegli ultimi tempi da osservazioni radioad alta risoluzione realizzate a lunghez-ze d'onda submillimetriche. Nel 1994Derek Ward-Thompson del Royal Ob-servatory di Edimburgo e colleghi han-no determinato la distribuzione dellamateria all'interno di diverse nubi nonancora collassate, scoprendo che la den-sità segue una curva gaussiana (a cam-pana) anziché una legge di potenza. Lamateria sarebbe quindi meno fortemen-te concentrata verso il centro della nubenel momento in cui il sistema stella-re comincia a formarsi. Elizabeth A.Myhill, che allora lavorava all'Univer-sità della California a Los Angeles, e ioavevamo dimostrato indipendentementeche la densità elevata al centro di unanube in cui la distribuzione della mate-ria segue una legge di potenza rendequasi impossibile la condensazione diuna seconda o di una terza stella. Vice-versa, se la distribuzione iniziale è di ti-

po gaussiano, la frammentazione risultamolto più facile.

E possibile prevedere se si avrà la for-mazione di più frammenti risolvendo ilsistema di equazioni che descrive il flus-so di gas, polvere e radiazione in unanube protostellare. I calcoli sono abba-stanza complessi da richiedere un calco-latore potente dotato di programmi ac-curati. Ho iniziato a realizzare un mo-dello del collasso di nubi dense di gascon un profilo di densità gaussiano nel1986, scoprendo che la frammentazionesi verifica facilmente purché siano ri-spettate certe condizioni. Ammesso chela nube con curva di densità gaussianaabbia una rotazione abbastanza veloceda fornire al sistema binario il momentoangolare di cui ha bisogno, e che primadel collasso la materia sia abbastanzafredda (meno di 10 kelvin) da avereun'energia termica inferiore a metà cir-ca dell'energia gravitazionale, allora du-rante la contrazione gravitazionale lanube si frammenta. Queste condizionisembrano tutt'altro che straordinarie perle nubi che si osservano nelle regioni diformazione stellare.

Se poi si formi un sistema doppio, tri-plo o quadruplo dipende da particolari

come la configurazione tridimensionaledella nube originaria, la maggiore o mi-nore regolarità della distribuzione di ma-teria e i valori dell'energia termica e diquella rotazionale disponibili. In genera-le le nubi di forma allungata tendono aformare barre che si frammentano in si-stemi di due stelle, mentre quelle ton-deggianti si appiattiscono in dischi chepoi si frantumano in più corpi.

Si ritiene che il collasso avvenga indue fasi separate. La prima genera pro-tostelle con un raggio dell'ordine di 10UA, e quindi può produrre solo sistemibinari in cui la separazione fra le stelleè come minimo uguale a questo valore.Questi corpi vanno poi incontro a un se-condo collasso che dà origine alle pro-tostelle vere e proprie, di dimensionistellari. Ian A. Bonnell e Matthew R.Bate dell'Università di Cambridge han-no dimostrato che anche durante la se-conda fase si può avere una frammenta-zione, e che questo processo può dareluogo allo sviluppo di nuclei protostel-lari separati da distanze paragonabili aquelle osservate nelle coppie più stret-te di stelle della sequenza principale.Sembra quindi che la frammentazionesia in grado di generare tutta la gamma

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LE SCIENZEn. 8 7clievinlire 1995

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I piani armonicidel violino

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L'evoluzione molecolare (aprile1996)

Le risorse ambientali (giugno 1996)

di separazioni osservate nei sistemi bi-nari giovani, dai più serrati ai più ampi.

Ela ricerca di compagne di massa an- cora minore? Duquennoy e Mayorhanno presentato dati in base ai quali benil 10 per cento delle stelle di tipo solareavrebbe come compagna una nana bru-na, cioè una stella di massa compresa tra0,01 e 0,08 masse solari. Le nane brunesono troppo piccole per innescare lacombustione dell'idrogeno, ma potreb-bero avere una massa sufficiente a bru-ciare deuterio subito dopo la loro forma-zione. Al termine di questa fase smette-rebbero di produrre radiazione e divente-rebbero fredde e molto difficili da rileva-re. Gli indizi presentati da Duquennoy eMayor sono molto interessanti, ma nonesiste ancora alcun esempio confermatodi nana bruna, nonostante i numerosisforzi fatti per individuarle.

La caccia è aperta anche per compa-gne di dimensioni planetarie, sebbene,ancora una volta, gli astronomi non ab-biano trovato candidati convincenti. Manei prossimi dieci anni le tecniche speri-mentali dovrebbero migliorare tanto dapermettere di rilevare pianeti delle di-mensioni di Giove (o di dimostrarne l'as-senza) intorno a stelle vicine. Se sia piùopportuno esaminare le binarie oppurerestringere le indagini a stelle singole co-me il Sole non è ancora chiaro; probabil-mente si metteranno sotto osservazionesistemi di tutti e due i tipi nello sforzo in-cessante di scoprire un sistema planetarioche assomigli almeno un poco al nostro.

ALAN P. BOSS, laureato in fisica nel1979 all'Università della California aSanta Barbara, lavora alla Carnegie Insti-tution di Washington; dirige inoltre uncomitato di consulenza della NASA sullaricerca di pianeti esterni al sistema solare.

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