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Enana roja
De acuerdo al diagrama de Hertzsprung-Russell, una enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardío o M. Estas comprenden la vasta mayoría de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a una tercera parte de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 3.500 K.
Contenido
Características físicas
Concepción artística de una enana roja.
Las enanas rojas son estrellas de muy baja masa, inferior al 40% de la masa del Sol.[1] Su temperatura interior es relativamente baja y la energía es generada a un ritmo lento por la fusión nuclear de hidrógeno en helio a través de la cadena protón-protón (pp). Por consiguiente estas estrellas emiten poca luz, con una luminosidad que en algunos casos apenas alcanza 1/10.000 de la luminosidad solar. Incluso la enana roja más grande tiene sólo un 10% de la luminosidad del Sol.[2]
En general, en las enanas rojas el transporte de energía desde el interior a la superficie tiene lugar por convección. La convección ocurre debido a la opacidad del interior, que tiene una densidad relativamente alta comparada con la temperatura. Por ello, es más difícil para los fotones viajar hacia la superficie por procesos de radiación. El transporte de energía se realiza por convección al ser este un proceso más eficiente.[3]
Al ser las enanas rojas totalmente convectivas, el helio no se acumula en el núcleo y, en comparación a estrellas más grandes como el Sol, pueden quemar una proporción más grande de su hidrógeno antes de abandonar la secuencia principal. El resultado es que la vida estimada de las enanas rojas supera la edad estimada del Universo, posiblemente entre 200.000 millones de años a varios billones de años, por lo que las estrellas con menos de 0,8 masas solares no han tenido tiempo de dejar la secuencia principal. Enanas rojas de menor masa tienen vidas aún más largas.
El hecho que las enanas rojas y otras estrellas de baja masa permanezcan en la secuencia principal mientras las estrellas más masivas la han abandonado, permite estimar la edad de cúmulos estelares encontrando la masa a partir de la cual las estrellas han dejado la secuencia principal. Esto proporciona un límite inferior para la edad del Universo y también permite colocar escalas de tiempo de formación en las estructuras existentes dentro de la Vía Láctea tales como el halo galáctico y el disco galáctico.
Un misterio que no ha sido solucionado desde 2007 es la ausencia de enanas rojas sin metales, entendiendo por metal cualquier elemento más pesado que hidrógeno o helio. El modelo del Big Bang predice que la primera generación de estrellas sólo debería tener hidrógeno, helio y trazas de litio. Si entre estas estrellas existieron enanas rojas, estas todavía deberían ser observables hoy, pero ninguna ha sido identificado aún. La explicación preferida consiste en que, sin elementos pesados, sólo pueden formarse estrellas grandes de Población III (aún no descubiertas), que rápidamente fusionan elementos pesados que luego son incorporados en la formación de enanas rojas. Otras explicaciones alternativas, como que las enanas rojas de edad cero en la secuencia principal son tenues y muy escasas, se consideran mucho menos probables ya que parece que entran en conflicto con los modelos de evolución estelar.
Las enanas rojas son la clase de estrellas más comunes en la galaxia, al menos en la vecindad del Sistema Solar. Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, es una enana roja de tipo espectral M5 y magnitud aparente 11,05; de las treinta estrellas más cercanas, veinte son enanas rojas.(*) Sin embargo, debido a su baja luminosidad, las enanas rojas no puede ser observadas fácilmente a las distancias interestelares en las que sí observamos otras clases de estrellas; de hecho, ninguna enana roja es visible a simple vista.[4]
Ejemplos de enanas rojas
En la tabla siguiente figuran las características principales de algunas enanas rojas ordenadas según su tipo espectral.
Estrella Tipo
EspectralMasa
(Msol)Radio
(Rsol)Luminosidad
(Lsol)Distancia
(Años luz)Lalande 21185 M2.0V 0,46 0,46 0,06 8,29 Ross 154 M3.5Ve 0,17 0,24 0,0005 9,69 Próxima Centauri M5.5Ve 0,123 0,145 0,000138 4,24 Wolf 359 M6.0V 0,10 0,16 0,0002 7,78 LHS 292 M6.5Ve 0,083 ? 0,00001 14,81 LHS 2397a M8Ve 0,09 0,10 0,0000025 46,5 Sistemas planetarios
Concepción artística de un planeta orbitando una enana roja.Aunque la mayor parte de los planetas extrasolares descubiertos orbitan alrededor de enanas amarillas similares al Sol, se conocen sistemas planetarios alrededor de enanas rojas. Al ser tan tenues en el espectro visible, las enanas rojas son objetivos difíciles para obtener velocidades Doppler precisas; por ello suponen sólo el 5% de los objetivos actuales en la búsqueda de planetas. Se especula que pueden albergar menos planetas que las estrellas de tipo G o que estos pueden ser menos masivos, como consecuencia del menor tamaño de sus discos protoplanetarios.[5]
En la siguiente tabla se recogen aquellas enanas rojas cercanas al Sistema Solar en donde se han descubierto planetas extrasolares.
Estrella Tipo
EspectralDistancia
(Años luz)Planetas conocidos Gliese 674 M2.5V 14,8 1 Gliese 876 M3.5V 15,3 3 Gliese 832 M3.0V 16,1 1 Gliese 581 M3V 19,9 4 Gliese 849 M3.5V 28,6 1 Gliese 317 M3.5* 29,9 2 Gliese 176 M2.5V 30,7 1 Gliese 436 M2.5V 33,4 3 * Gliese 317 podría ser una estrella subenana de muy baja metalicidad.
Gliese 876 b, descubierto en 1999, fue el primer planeta extrasolar conocido orbitando alrededor de una enana roja. Gliese 581 alberga al menos cuatro planetas; dos de ellos, Gliese 581 c y Gliese 581 e, orbitan en la zona de habitabilidad de la estrella y son candidatos probables para habitabilidad entre los planetas extrasolares descubiertos hasta ahora.[6]
Véase también
- Clasificación estelar
- Diagrama de Hertzsprung-Russell
- Enana naranja
- Estrella subenana
- Lista de estrellas más cercanas
Referencias
- ↑ Richmond, Michael (10 de noviembre de 2004). «Late stages of evolution for low-mass stars». Rochester Institute of Technology. Consultado el 2007-09-19.
- ↑ Chabrier, G.; Baraffe, I.; Plez, B. (1996). «Mass-Luminosity Relationship and Lithium Depletion for Very Low Mass Stars» Astrophysical Journal Letters. Vol. 459. pp. L91–L94. DOI 10.1086/309951.
- ↑ Padmanabhan, Thanu (2001). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press, pp. 96-99. ISBN 0-521-56241-4.
- ↑ http://kencroswell.com/thebrightestreddwarf.html "The Brightest Red Dwarf", by Ken Croswell (Accessed 6/7/08)
- ↑ Bailey, Jeremy; Butler, R. Paul; Tinney, C. G.; Jones, Hugh R. A.; O'Toole, Simon; Carter, Brad D. & Marcy, Geoffrey W.A (2008). «Jupiter-like Planet Orbiting the Nearby M Dwarf GJ832» eprint arXiv:0809.0172. 16 pages.
- ↑ SPACE.com - Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life (2007)
Enlaces externos
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