[go: up one dir, main page]
Vejatz lo contengut

Nana bruna

Aqueste article es redigit en provençau.
Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.

Vista d'artista d'una nana bruna.

Una nana bruna es un objècte celestiau format a partir de l'afondrament d'un nívol de gas e de poussa, mai qu'a pas la massa minimala per iniciar e entretenir de reaccions espontanèas de fusion de l'idrogèn-1. Pòu donc èsser considerada coma una estela avortada que se refreja lentament après sa formacion. Segon lo modèl en vigor, lei nanas brunas an una massa situada entre 13 e 75 massas jovianas. Aqueleis objèctes serián relativament frequents dins l'Univèrs, mai sa luminositat fòrça febla complica son observacion. Ansin, se l'idèa de son existéncia foguèt emesa tre leis ans 1960, la premiera descubèrta aguèt solament luòc en 1988.

Istòria

[modificar | Modificar lo còdi]

La teorizacion de l'existéncia dei nanas brunas

[modificar | Modificar lo còdi]

L'idèa de l'existéncia dei nanas brunas apareguèt dins lo corrent deis ans 1960, probablament dins lei trabalhs de Shiv S. Kumar sus leis estelas de febla massa[1]. D'efiech, en 1962, depintèt un objècte celestiau sorn, dich « nana negra »[2], amb una massa tròp febla per entretenir de reaccions de fusion. Pasmens, a aquela epòca, aqueu tèrme èra ja utilizat per designar un autre objècte teoric : una nana blanca freja. De mai, l'objècte prepausat per Kumar èra probablament visible durant lei premierei fasas de son existéncia. Òr, aquò correspondiá pas ais observacions. Sa teoria aguèt donc pauc de succès, mai foguèt pas rebutada per la comunautat scientifica e en 1975, Jill Tarter suggeriguèt lo tèrme « nana bruna » per designar un tal objècte[3][4]. Pauc a cha pauc, amb lei progrès dei conoissenças relativas a la formacion e a l'evolucion deis estelas, lo concèpte de nana bruna foguèt acceptat. En revènge, la massa critica permetent la mesa en plaça de reaccions termonuclearas dins lo nuclèu d'una estela èra encara mau segur amb d'estimacions anant de 0,07 a 0,09 massas solaras[5][6][7].

Aquò cambièt dins leis ans 1980 amb la descubèrta dei reaccions de fusion dau deutèri (ò idrogèn-2). D'efiech, aquelei reaccions son possibles per d'objèctes aguent una massa superiora a 0,013 massas solaras (siá 13,6 massas jovianas). Aquela descubèrta permetèt d'afinar lo modèl de formacion e de supausar l'existéncia de plusors tipes de nanas brunas diferents. Dins aquò, la recèrca d'aqueleis objèctes demorava malaisada en causa de la temperatura relativament bassa de son atmosfèra exteriora. Foguèt donc necessari d'esperar fins ais ans 1990 per dispausar d'instruments de mesura infraroja pron precís per detectar de nanas brunas dins lei sistèmas estellars vesins dau Soleu.

Lei premierei descubèrtas

[modificar | Modificar lo còdi]
Imatge infraroge de Gliese 229B.

La premiera descubèrta d'una nana bruna se debanèt en 1988 a l'entorn de la nana blanca GD 165. De mesuras infrarojas mostrèron la preséncia d'un objècte en orbita qu'èra pus leugier e pus freg qu'una nana roja. Dich GD 165B, aquel objècte intrava pas dins lei categorias d'objèctes observats a aquela epòca. Es uei considerat coma lo prototipe de la nana bruna de tipe L[8][9]. Pasmens, aquela descubèrta demorèt unica durant d'annadas, çò que suscitèt de debats sus la natura de GD 165B. Mai, finalament, l'observacion de liti dins son atmosfèra menèt a la reconoissença de son estatut de nana bruna.

La segonda nana bruna, Gliese 229B foguèt identificada en 1994 a l'entorn d'una nana roja de la constellacion de la Lèbre situada a 18,8 ans lutz de la Tèrra. Pus freja que GD 165B, es desenant lo prototipe de la nana bruna de tipe T[10]. La meteissa annada, una còla espanhòla descurbiguèt Teide 1 que venguèt la premiera nana bruna de tipe M coneguda[11][12].

Leis observacions actualas

[modificar | Modificar lo còdi]

Dempuei leis ans 1990, lo nombre de nanas brunas identificat a ben aumentat amb 2 800 objèctes d'aqueu tipe coneguts. Sa recèrca es encara complèxa en causa de sa luminositat febla, compres dins l'infraroge. Pasmens, aquelei descubèrtas semblan d'indicar que lei nanas brunas son d'objèctes celestiaus frequents dins l'Univèrs. D'efiech, plusors nanas brunas son estadas identificadas dins de sistèmas pròches dau Soleu. En particular, en 2013, foguèt descubèrt lo sistèma binari Luhman 16 qu'es constituït de doas nanas brunas situadas a 6,5 ans lutz dau Soleu[13]. Una autra nana bruna, WISE 0855–0714, es tanben estada descubèrta a 7,2 ans lutz dau Sistèma Solar.

Modèl teoric

[modificar | Modificar lo còdi]

La formacion dei nanas brunas

[modificar | Modificar lo còdi]
Imatge de la jova nana bruna Mayrit 1701117, encara enviroutada per un nívol de gas e de poussa.
Article detalhat: Formacion deis estelas.

Segon lo modèl estandard actuau de la formacion estellara, l'aparicion d'una estela es lo resultat de la contraccion d'un nívol de gas e de poussa en causa de la gravitat. Pauc a cha pauc, l'aumentacion de la densitat de matèria entraïna una aumentacion de la pression e de la temperatura au còr d'aqueu nívol. Se sa massa iniciala es superiora a 0,08 massas solaras, aqueleis aumentacions permèton la mesa en plaça de reaccions de fusion nucleara de l'idrogèn. La temperatura dins lo nuclèu aumenta alora considerablament e lei radiacions emesas per lei reaccions nuclearas produson una energia sufisenta per blocar la contraccion de la matèria durant lo cicle de vida de l'estela.

Dins lo cas d'una nana bruna, la massa iniciala de la matèria susceptibla de s'afondrar es inferiora a 0,08 massa solara[14][15]. Dins aqueu cas, la contraccion entraïna pas una aumentacion sufisenta de la temperatura e de la pression au centre dau nívol per permetre l'alucatge espontanèu de la fusion de l'idrogèn. La contraccion pòu donc se perseguir fins a la formacion d'un objècte principalament constituït de gas e de poussa.

Segon lei modèls actuaus, lo centre de la nana bruna deu aver una temperatura inferiora a 3.106 K, una pression d'aperaquí 105 Mbar e una densitat compresa entre 10 g/cm-3 e 103 g/cm-3. L'estenduda relativament larga de la plaja de densitat s'explica per l'estat de la matèria. D'efiech, dins aquelei condicions de temperatura e de pression, la formacion de matèria degenerada es possibla. Se fau nòtar que l'acrecion de matèria suplementària per la nana bruna pòu pas modificar lei condicions de temperatura e de pression dins son centre. Ansin, una aumentacion de la massa de la nana bruna durant son existéncia deuriá pas permetre l'alucatge dei reaccions de fusion dins son nuclèu.

Lei diferéncias amb leis estelas e lei planetas

[modificar | Modificar lo còdi]

Lo limit entre nanas brunas e estelas

[modificar | Modificar lo còdi]
Article detalhat: Estela.

La preséncia de liti dins l'atmosfèra es un tèst frequentament realizat per diferenciar una nana bruna e una estela car la preséncia d'aquel element s'obsèrva aisament per espectrometria. D'efiech, lo liti-7 pòu fusionar amb un proton per formar d'èli-4. La temperatura necessària a l'alucatge d'aquela reaccion es leugierament inferiora a aquela de la fusion de l'idrogèn. Son abséncia es donc generalament lo signe de la preséncia de reaccions de fusion de l'idrogèn.

Pasmens, aquò es pas sistematic car lei nanas brunas pus pesucas, aqueleis amb una massa de mai de 65 massas jovianas, pòdon fusionar sei resèrvas de liti. Dins aqueu cas, la natura de la nana bruna es caracterizada en observant la preséncia de metan dins l'atmosfèra ò de nívols compausats de fèrre, de sulfats ò de silicats. D'efiech, dins l'atmosfèra d'una estela, la temperatura es tròp importanta per permetre la formacion d'aquelei moleculas ò d'aqueleis estructuras[16][17][18]. Dins lo cas dei nanas brunas frejas, coma WISE 0855-0714, la superficia es probablament cubèrta de glaç[19].

Lo limit entre nanas brunas e planetas

[modificar | Modificar lo còdi]
Comparason de talha entre lo Soleu, una nana bruna e Jupitèr.
Article detalhat: Planeta.

D'un ponch de vista exterior, la diferéncia entre una nana bruna e una planeta es pas simpla. D'efiech, en causa de sa contraccion iniciala, una nana bruna a generalament un diamètre similar a una planeta giganta dau tipe de Jupitèr. De mai, planetas e nanas brunas orbitan sovent a l'entorn d'una estela. Pasmens, la natura de l'objècte es fòrça diferenta. Una nana bruna se forma a partir de l'afondrament d'un nívol de gas mentre qu'una planeta se forma dins lo disc d'acrecion present a l'entorn d'una estela en formacion.

Per illustrar aquela diferéncia, l'Union Astronomica Internacionala a fixat un limit inferior a 13 massas jovianas per lei nanas brunas. Aqueu lindau correspònd a la massa minimala per iniciar de reaccions de fusion dau deutèri. Ansin, segon aqueu critèri, una nana bruna es ben una estela avortada. Pasmens, dins la realitat, la diferéncia entre una gròssa planeta gasosa e una nana bruna es pas clara :

  • fòrça basas d'exoplanetas intègran d'objèctes de mai de 13 massas jovianas (de còps fins a 60 massas jovianas) car leis espèctres d'aqueleis objèctes son pas compatibles amb aquelei d'una nana bruna[20][21].
  • d'objèctes de mens de 13 massas jovianas pòdon se formar a partir de l'afondrament d'un nívol de gas interstellar. Dichs sosnanas brunas ò nanas brunas de massa planetària, aqueleis objèctes son encara pauc coneguts, mai semblan pas rares[22]. Òr, en causa de son procès de formacion, son diferents dei planetas gasosas.

L'evolucion dei nanas brunas

[modificar | Modificar lo còdi]
Fotografia d'una exoplaneta en orbita a l'entorn d'una nana bruna.

Segon lei conoissenças actualas, a la fin de son formacion, una nana bruna es un objècte relativament caud. D'efiech, la temperatura de son atmosfèra deu èsser superiora a 2 000 K e la temperatura dins son nuclèu pòu agantar un a dos milions de kelvins. Pasmens, en causa de l'abséncia de reaccions de fusion dins aqueu nuclèu, la nana bruna va lentament se refrejar. Pasmens, aqueu procès entraïna probablament una contraccion suplementària de la matèria, çò que pòu produrre une quantitat importanta de calor. Lo refrejament d'una nana bruna es donc probablament un procès lòng.

Durant aqueu procès, l'aspècte exterior de l'objècte deu evoluïr. D'efiech, après sa formacion, una nana bruna sembla probablament una nana roja amb una temperatura de superficia pron auta per empachar la formacion de moleculas complèxas dins son atmosfèra. Pasmens, pauc a cha pauc, la demenicion d'aquela temperatura deu permetre l'aparicion de substàncias mai e mai lòngas. L'aspècte exterior de la nana bruna deu alora èsser similar a aqueu d'una planeta gasosa amb de formacions de nívols importantas. Dins leis estadis encara cauds, la natura d'aquelei nívols es ben diferenta coma o mòstra la descubèrta de nívols de fèrre, de silicats e de sulfats dins l'atmosfèra de certanei nanas brunas. La perseguida dau refrejament deu modificar aquela composicion, mai la natura deis evolucions es pas coneguda. D'efiech, pauc de nanas brunas frejas son estadas identificadas[23]. Dins aquò, la formacion de glaç es probabla.

Certanei nanas brunas son enviroutadas per un disc d'acrecion[24]. Aqueleis estructuras an una massa generala pus febla que lei discs protoplanetaris presents a l'entorn deis estelas car la nana bruna pòu pas atraire lei meteissei quantitats de matèria. Ansin, lei planetas formadas dins aqueleis estructuras son pus probablament d'objèctes rocassós[25]. D'autra part, en causa de l'abséncia de vents solars, pòdon demorar en plaça durant de milions d'annadas[26]. Enfin, leis objèctes formats son probablament relativament pròches de la nana bruna e somés a de fòrças de marèia importantas[27].

Lei tipes de nanas brunas

[modificar | Modificar lo còdi]
Article detalhat: Tipe espectrau.

Lei nanas brunas jovas semblan d'aver un tipe espectrau de tipe M. Aquò pausa de problemas car aqueu tipe es generalament dei nanas rojas. Pasmens, per lei nanas brunas encara caudas, coma Teide 1 qu'a una temperatura de superficia estimada a 2 584 K, lei caracteristicas espectralas semblan d'èsser pauc diferentas d'aqueleis estelas.

Lei nanas brunas de tipe L an generalament una temperatura de superficia compresa entre 1 300 e 2 000 K. L'espèctre d'aqueleis objèctes parteja de ponchs comuns amb leis objèctes de tipe K (preséncia d'oxid de titani e de vanadi dins lor atmosfèra) mai presenta tanben de diferéncias coma l'aparicion d'idrurs metallics (FeH, CrH, MgH e CaH) e de metaus alcalins (Na, K, Rb, Cs). En 2013, aperaquí la mitat dei nanas brunas conegudas fasián partida d'aquela categoria. Pasmens, fau nòtar que de nanas rojas fòrça leugieras pòdon egalament presentar un espèctre de tipe L[28].

Leis objèctes dau tipe T an una temperatura de superficia situada entre 650 e 1 300 K. Son espèctre comença de mostrar de ponchs comuns amb lei planetas gasosas coma la preséncia de metan, d'aiga, de monoxid de carbòni e de diidrogèn. Leis idrurs caracteristics dau tipe L son tanben absents. Una part importanta dei nanas brunas conegudas fan partida d'aquela categoria e, en l'estat actuau dei conoissenças, aquel espèctre es quasi unicament associat amb de nanas brunas. Lo tipe Y correspònd a d'objèctes celestiaus amb una temperatura de superficia inferiora a 600 K. Aqueu tipe sembla caracterizat per l'aparicion de moleculas totjorn pus complèxas coma l'amoniac. Pasmens, coma lei rais d'absorpcion de l'amoniac e de l'aiga son pas totjorn ben diferenciats, son existéncia es contestada per d'astronòms que preferisson utilizar la notacion T9 per aquelei nanas brunas.

  • Vista d'artista d'una nana bruna de tipe M
    Vista d'artista d'una nana bruna de tipe M
  • Vista d'artista d'una nana bruna de tipe L
    Vista d'artista d'una nana bruna de tipe L
  • Vista d'artista d'una nana bruna de tipe T
    Vista d'artista d'una nana bruna de tipe T
  • Autra vista d'artista d'una nana bruna de tipe T
    Autra vista d'artista d'una nana bruna de tipe T
  • Vista d'artista d'una nana bruna de tipe W
    Vista d'artista d'una nana bruna de tipe W

L'abitabilitat dei nanas brunas

[modificar | Modificar lo còdi]

Quauqueis estudis son estats menats per determinar lei possibilitats d'aparicion de la vida sus una planeta en orbita a l'entorn d'una nana bruna[29]. Faudriá una orbita fòrça pròcha (mens de 0,005 ua) que se raprochariá pauc a cha pauc per contuniar de captar un raionament sufisent e una excentricitat quasi nulla (mens de 10-6) per limitar leis efiechs negatius dei fòrças de marèia. Pasmens, aquelei condicions semblan pas possiblas dins un disc protoplanetaris onte leis interaccions amb d'autreis objèctes son frequentas.

Annèxas

[modificar | Modificar lo còdi]

Liames intèrnes

[modificar | Modificar lo còdi]

Bibliografia

[modificar | Modificar lo còdi]
  • (en) Viki Joergens (dir.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, 2014.

Nòtas e referéncias

[modificar | Modificar lo còdi]
  1. ↑ (en) Shiv. S. Kumar, « Study of Degeneracy in Very Light Stars », Astronomical Journal, vol. 67, 1962, p. 579.
  2. ↑ « Black dwarf » en anglés.
  3. ↑ (en) Jill Tarter, « Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf », dins Viki Joergens (dir.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, 2014, pp. 19-24.
  4. ↑ Lo tèrme nana negra es totjorn reservat a una nana blanca frejat. Pasmens, segon lei conoissenças actualas, la durada necessària a la formacion d'aquel objècte es superiora au temps actuau de l'Univèrs. Es donc encara un objècte teoric.
  5. ↑ (en) Shiv S. Kumar, « The Structure of Stars of Very Low Mass », Astrophysical Journal, vol. 137, 1963, p. 1121.
  6. ↑ (en) Chushiro Hayashi e Takenori Nakano, « Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages », Progress of Theoretical Physics, vol. 30, n° 4, 1963, pp. 460-474.
  7. ↑ (en) Takenori Nakano, « Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass », dins Viki Joergens (dir.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, 2014, pp. 5-17.
  8. ↑ (en) Eduardo L. Martín, Gibor Basri, Xavier Delfosse e Thierry Forveille, « Keck HIRES spectra of the brown dwarf DENIS-P J1228.2-1547 », Astronomy and Astrophysics, vol. 327, 1997, L29-32.
  9. ↑ (en) J. Davy Kirkpatrick, Neill I. Reid, James Liebert, Roc M. Cutri, Brant Nelson, Charles A. Beichmann, Conard C. Dahn, David G. Monet, John E. Gizis, Michael F. Skrutskie, « Dwarfs Cooler than M: The Definition of Spectral Type L Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS) », The Astrophysical Journal, vol. 519, n° 2, 1999, pp. 802-833.
  10. ↑ (en) Ben R. Oppenheimer, « Companions of Stars: From Other Stars to Brown Dwarfs to Planets and the Discovery of the First Methane Brown Dwarf », dins Viki Joergens (dir.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, 2014, pp. 81-111.
  11. ↑ (en) Rafael Rebolo, María Rosa Zapatero-Osorio e Eduardo L. Martín, « Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster », Nature, vol. 377, n° 6545, 1995, pp. 129-131.
  12. ↑ (en) Rafael Rebolo, «  Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs », dins Viki Joergens (dir.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, 2014, pp. 25-50.
  13. ↑ (fr) Adrien Coffinet, « La naine brune la plus proche de la Terre a des bandes nuageuses comme Jupiter », Futura,‎ 8 de mai 2020.
  14. ↑ (en) John C. Forbes, Abraham Loeb, « On the Existence of Brown Dwarfs More Massive than the Hydrogen Burning Limit », The Astrophysical Journal, vol. 871, n° 2, 2019, p. 11.
  15. ↑ (en) Adam Burrows, W. B. Hubbard, J. I. Lunine e James Liebert, « The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets », Reviews of Modern Physics, vol. 73, n° 3, 2001, pp. 719-765.
  16. ↑ (en) Adam J. Burgasser, Mark S. Marley, Andrew S. Ackerman, Didier Saumon, Katharina Lodders, Conard C. Dahn, Hugh C. Harris, J. Davy Kirkpatrick, « Evidence of Cloud Disruption in the L/T Dwarf Transition », The Astrophysical Journal, vol. 571, n° 2, 2002, L151-154.
  17. ↑ (en) Elena Manjavacas, Theodora Karalidi, Johanna M. Vos, Beth A. Biller e Ben W. P. Lew, « Revealing the Vertical Cloud Structure of a Young Low-mass Brown Dwarf, an Analog to the β-Pictoris b Directly Imaged Exoplanet, through Keck I/MOSFIRE Spectrophotometric Variability », The Astronomical Journal, vol. 162, n° 5, 2021, p. 179.
  18. ↑ (en) Caroline V. Morley, Jonathan J. Fortney, Mark S. Marley, Channon Visscher, Didier Saumon e S. K. Leggett, « Neglected Clouds in T and Y Dwarf Atmospheres », The Astrophysical Journal, vol. 756, n° 2, 2012, p. 172.
  19. ↑ (en) Jacqueline K. Faherty, C. G. Tinney, Andrew Skemer e Andrew J. Monson, « Indications of Water Clouds in the Coldest Known Brown Dwarf », The Astrophysical Journal, vol. 793, n° 1, 2014, L16.
  20. ↑ (en) Jean Schneider, « Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future », The CoRoT Legacy Book, 2016, p. 157.
  21. ↑ (en) Artie P. Hatzes e Heike Rauer, « A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship », The Astrophysical Journal, vol. 810, n° 2, 2015, L25.
  22. ↑ (en) Kevin L. Luhman, « Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun », The Astrophysical Journal Letters, vol. 786, n° 2, 2014, L18.
  23. ↑ En 2024, la pus freja èra WISE 0855−0714 qu'a una temperatura de superficia situada entre 225 e 260 K. Òr, aquò èra encara superiora a la temperatura de l'atmosfèra superiora de Jupitèr (110 K) ò de Neptun (46 K).
  24. ↑ (en) Dániel Apai, Ilaria Pascucci, Jeroen Bouwman, Antonella Natta, Thomas Henning e Cornelis P. Dullemond, « The Onset of Planet Formation in Brown Dwarf Disks », Science, vol. 310, n° 5749, 2005, pp. 834-836.
  25. ↑ En causa de la durada de vida lònga dei discs protoplanetaris presents a l'entorn d'una nana bruna, la formacion de gigantas gasosas demòra possibla. D'efiech, la concentracion d'una quantitat importanta de gas presents dins lo gas pòu aver luòc durant de desenaus de milions d'annadas. Un disc protoplanetari aguent format una tala planeta giganta es dich disc de Peter Pan. En 2024, l'unic cas conegut es aqueu de la nana bruna 2MASS J02265658-5327032.
  26. ↑ (en) Anne Boucher, David Lafrenière, Jonathan Gagné, Lison Malo, Jacqueline K. Faherty, René Doyon e Christine H. Chen, « BANYAN. VIII. New Low-mass Stars and Brown Dwarfs with Candidate Circumstellar Disks », The Astrophysical Journal, vol. 832, n° 1, 2016, p. 50.
  27. ↑ (en) Adam Burrows, William B. Hubbard, Jonathan I. Lunine e James Liebert, « Tidal evolution of planets around brown dwarfs », Astronomy & Astrophysics, vol. 535, 2011, A94.
  28. ↑ (en) Richard L. Smart, Beatrice Bucciarelli, Hugh R. A. Jones, Federico Marocco, Alexandre Humberto Andrei, Bertrand, Goldman, René A. Méndez, Victor de A. d'Avila, Ben Burningham, Julio Ignácio Bueno de Camargo, Maria Teresa Crosta, Mario Daprà, James S. Jenkins, Regis Lachaume, Mario G. Lattanzi, Jucira L. Penna, David J. Pinfield, Dario Nepomuceno da Silva Neto, Alessandro Sozzetti e Alberto Vecchiato, « Parallaxes of Southern Extremely Cool objects III: 118 L and T dwarfs », MNRAS, vol. 481, n° 3, 2018, pp. 3548–3562.
  29. ↑ (en) Rory Barnes e René Heller, « Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary », Astrobiology, vol. 13, n° 3, 2011, pp. 279-291.
Recuperada de « https://oc.wikipedia.org/w/index.php?title=Nana_bruna&oldid=2420901 »