Una enana roja es el tipo de estrella más pequeño de la secuencia principal . Las enanas rojas son, con diferencia, el tipo de estrella en fusión más común en la Vía Láctea , al menos en las proximidades del Sol . Sin embargo, debido a su baja luminosidad, no es fácil observar enanas rojas individuales. Desde la Tierra, no es visible a simple vista ninguna estrella que se ajuste a las definiciones más estrictas de enana roja. [1] Proxima Centauri , la estrella más cercana al Sol, es una enana roja, al igual que cincuenta de las sesenta estrellas más cercanas . Según algunas estimaciones, las enanas rojas constituyen las tres cuartas partes de las estrellas en fusión en la Vía Láctea. [2]
Las enanas rojas más frías cerca del Sol tienen una temperatura superficial de aproximadamente2.000 K y las más pequeñas tienen radios de aproximadamente el 9% del Sol , con masas de aproximadamente el 7,5% de la del Sol . Estas enanas rojas tienen tipos espectrales de L0 a L2. Existe cierta superposición con las propiedades de las enanas marrones , ya que las enanas marrones más masivas con menor metalicidad pueden ser tan calientes como3.600 K y tienen tipos espectrales M tardíos.
Las definiciones y el uso del término "enana roja" varían según el grado de inclusión de las estrellas más calientes y masivas. Una definición es sinónimo de enanas estelares M ( estrellas de secuencia principal de tipo M ), que producen una temperatura máxima de3.900 K y 0,6 M ☉ . Uno incluye todas las estrellas de secuencia principal de tipo M y todas las estrellas de secuencia principal de tipo K ( enanas K ), lo que produce una temperatura máxima de5200 K y 0,8 M ☉ . Algunas definiciones incluyen cualquier enana estelar M y parte de la clasificación de enanas K. También se utilizan otras definiciones. Se espera que muchas de las enanas M más frías y de menor masa sean enanas marrones, no verdaderas estrellas, por lo que quedarían excluidas de cualquier definición de enana roja.
Los modelos estelares indican que las enanas rojas de menos de 0,35 M☉ son completamente convectivas . [3] Por lo tanto, el helio producido por la fusión termonuclear del hidrógeno se remezcla constantemente en toda la estrella, evitando la acumulación de helio en el núcleo , prolongando así el período de fusión. Por lo tanto, las enanas rojas de baja masa se desarrollan muy lentamente, manteniendo una luminosidad y un tipo espectral constantes durante billones de años, hasta que se agota su combustible. Debido a la edad comparativamente corta del universo , aún no existen enanas rojas en etapas avanzadas de evolución.
El término "enana roja" cuando se utiliza para referirse a una estrella no tiene una definición estricta. Uno de los primeros usos del término fue en 1915, utilizado simplemente para contrastar las estrellas enanas "rojas" con las estrellas enanas "azules" más calientes. [4] Se convirtió en un uso establecido, aunque la definición permaneció vaga. [5] En términos de qué tipos espectrales califican como enanas rojas, diferentes investigadores eligieron diferentes límites, por ejemplo K8–M5 [6] o "posterior a K5". [7] También se utilizó la estrella enana M , abreviada dM, pero a veces también incluía estrellas de tipo espectral K. [8]
En el uso moderno, la definición de enana roja todavía varía. Cuando se define explícitamente, normalmente incluye estrellas de clase K tardía y de clase M temprana y media, [9] pero en muchos casos se limita sólo a las estrellas de clase M. [10] [11] En algunos casos, todas las estrellas K se incluyen como enanas rojas, [12] y, ocasionalmente, incluso estrellas anteriores. [13]
Los estudios más recientes sitúan a las estrellas más frías de la secuencia principal en los tipos espectrales L2 o L3. Al mismo tiempo, muchos objetos más fríos que M6 o M7 son enanas marrones, con una masa insuficiente para sostener la fusión de hidrógeno-1 . [14] Esto da lugar a una superposición significativa en los tipos espectrales de las enanas rojas y marrones. Los objetos en ese rango espectral pueden ser difíciles de categorizar.
Las enanas rojas son estrellas de muy baja masa . [15] Como resultado, tienen presiones relativamente bajas, una baja tasa de fusión y, por lo tanto, una baja temperatura. La energía generada es el producto de la fusión nuclear de hidrógeno en helio a través del mecanismo de cadena protón-protón (PP) . Por lo tanto, estas estrellas emiten relativamente poca luz, a veces tan poco como 1 ⁄ 10,000 de la del Sol, aunque esto todavía implicaría una salida de potencia del orden de 10 22 vatios (10 billones de gigavatios o 10 ZW ). Incluso las enanas rojas más grandes (por ejemplo HD 179930, HIP 12961 y Lacaille 8760 ) tienen solo alrededor del 10% de la luminosidad del Sol . [16] En general, las enanas rojas de menos de 0,35 M ☉ transportan energía desde el núcleo a la superficie por convección . La convección se produce debido a la opacidad del interior, que tiene una alta densidad en comparación con la temperatura. Como resultado, la transferencia de energía por radiación disminuye y, en cambio, la convección es la principal forma de transporte de energía hacia la superficie de la estrella. Por encima de esta masa, una enana roja tendrá una región alrededor de su núcleo donde no se produce convección. [17]
Debido a que las enanas rojas de baja masa son completamente convectivas, el helio no se acumula en el núcleo y, en comparación con estrellas más grandes como el Sol, pueden quemar una mayor proporción de su hidrógeno antes de abandonar la secuencia principal . Como resultado, las enanas rojas tienen una esperanza de vida estimada mucho mayor que la edad actual del universo, y las estrellas de menos de 0,8 M ☉ no han tenido tiempo de abandonar la secuencia principal. Cuanto menor sea la masa de una enana roja, mayor será su esperanza de vida. Se cree que la esperanza de vida de estas estrellas supera la esperanza de vida de 10 mil millones de años del Sol en la tercera o cuarta potencia de la relación entre la masa solar y sus masas; por lo tanto, una enana roja de 0,1 M ☉ puede seguir ardiendo durante 10 billones de años. [15] [19] A medida que se consume la proporción de hidrógeno en una enana roja, la tasa de fusión disminuye y el núcleo comienza a contraerse. La energía gravitacional liberada por esta reducción de tamaño se convierte en calor, que se transporta por toda la estrella por convección. [20]
Según simulaciones por computadora, la masa mínima que debe tener una enana roja para eventualmente evolucionar a una gigante roja es 0,25 M ☉ ; los objetos menos masivos, a medida que envejecen, aumentarían sus temperaturas superficiales y luminosidades convirtiéndose en enanas azules y finalmente en enanas blancas . [18]
Cuanto menos masiva sea la estrella, más tiempo lleva este proceso evolutivo. Una enana roja de 0,16 M ☉ (aproximadamente la masa de la cercana estrella de Barnard ) permanecería en la secuencia principal durante 2,5 billones de años, seguidos de cinco mil millones de años como enana azul, durante los cuales la estrella tendría un tercio de la luminosidad del Sol ( L ☉ ) y una temperatura superficial de 6.500–8.500 kelvin . [18]
El hecho de que las enanas rojas y otras estrellas de baja masa sigan estando en la secuencia principal cuando otras estrellas más masivas se han alejado de ella permite estimar la edad de los cúmulos estelares hallando la masa con la que las estrellas se alejan de la secuencia principal. Esto proporciona un límite inferior para la edad del Universo y también permite establecer escalas temporales de formación para las estructuras dentro de la Vía Láctea , como el halo y el disco galácticos .
Todas las enanas rojas observadas contienen "metales" , que en astronomía son elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. El modelo del Big Bang predice que la primera generación de estrellas debería tener solo hidrógeno, helio y trazas de litio, y por lo tanto sería de baja metalicidad. Con sus extremas esperanzas de vida, cualquier enana roja que fuera parte de esa primera generación ( estrellas de población III ) todavía debería existir hoy. Las enanas rojas de baja metalicidad, sin embargo, son raras. El modelo aceptado para la evolución química del universo anticipa tal escasez de estrellas enanas pobres en metales porque se cree que solo las estrellas gigantes se formaron en el entorno pobre en metales del universo primitivo. [ ¿Por qué? ] A medida que las estrellas gigantes terminan sus cortas vidas en explosiones de supernovas , arrojan los elementos más pesados necesarios para formar estrellas más pequeñas. Por lo tanto, las enanas se volvieron más comunes a medida que el universo envejecía y se enriquecía en metales. Si bien es de esperar que exista una escasez básica de enanas rojas antiguas pobres en metales, las observaciones han detectado incluso menos de lo previsto. Se pensaba que la mera dificultad de detectar objetos tan tenues como las enanas rojas explicaba esta discrepancia, pero los métodos de detección mejorados no han hecho más que confirmarla. [25]
El límite entre las enanas rojas menos masivas y las enanas marrones más masivas depende en gran medida de la metalicidad. En la metalicidad solar, el límite se produce en aproximadamente 0,07 M ☉ , mientras que en la metalicidad cero, el límite está alrededor de 0,09 M ☉ . En la metalicidad solar, las enanas rojas menos masivas tienen teóricamente temperaturas de alrededor de 0,07 M ☉ .1.700 K , mientras que las mediciones de enanas rojas en el vecindario solar sugieren que las estrellas más frías tienen temperaturas de aproximadamente2.075 K y clases espectrales de aproximadamente L2. La teoría predice que las enanas rojas más frías con metalicidad cero tendrían temperaturas de aproximadamente3.600 K. Las enanas rojas menos masivas tienen radios de aproximadamente 0,09 R ☉ , mientras que tanto las enanas rojas más masivas como las enanas marrones menos masivas son más grandes. [14] [26]
Los estándares espectrales para las estrellas de tipo M han cambiado ligeramente a lo largo de los años, pero se han estabilizado un poco desde principios de los años 1990. Parte de esto se debe al hecho de que incluso las enanas rojas más cercanas son bastante débiles y sus colores no se registran bien en las emulsiones fotográficas utilizadas a principios y mediados del siglo XX. El estudio de las enanas de tipo M medio y tardío ha avanzado significativamente solo en las últimas décadas, principalmente debido al desarrollo de nuevas técnicas astrográficas y espectroscópicas , prescindiendo de las placas fotográficas y progresando hacia dispositivos de acoplamiento cargado (CCD) y conjuntos sensibles al infrarrojo.
El sistema revisado del Atlas de Yerkes (Johnson y Morgan, 1953) [27] enumeraba sólo dos estrellas espectrales estándar de tipo M: HD 147379 (M0V) y HD 95735/ Lalande 21185 (M2V). Aunque HD 147379 no fue considerada un estándar por los clasificadores expertos en compendios de estándares posteriores, Lalande 21185 sigue siendo un estándar primario para M2V. Robert Garrison [28] no enumera ningún estándar "de anclaje" entre las enanas rojas, pero Lalande 21185 ha sobrevivido como un estándar M2V a través de muchos compendios. [27] [29] [30] La revisión sobre la clasificación MK por Morgan y Keenan (1973) no contenía estándares de enanas rojas.
A mediados de los años 1970, Keenan y McNeil (1976) [31] y Boeshaar (1976) [32] publicaron las estrellas enanas rojas estándar , pero hubo poco acuerdo entre los estándares. A medida que se fueron identificando estrellas más frías a lo largo de los años 1980, quedó claro que era necesaria una revisión de los estándares de las enanas rojas. Basándose principalmente en los estándares de Boeshaar, un grupo del Observatorio Steward (Kirkpatrick, Henry y McCarthy, 1991) [30] completó la secuencia espectral desde K5V hasta M9V. Son estas estrellas enanas estándar de tipo M las que han sobrevivido en gran medida como los estándares principales hasta la actualidad. Ha habido cambios insignificantes en la secuencia espectral de las enanas rojas desde 1991. Henry et al. recopilaron estándares de enanas rojas adicionales. (2002), [33] y D. Kirkpatrick ha revisado recientemente la clasificación de enanas rojas y estrellas estándar en la monografía de Gray y Corbally de 2009. [34] Los estándares espectrales primarios de las enanas M son: GJ 270 (M0V), GJ 229A (M1V), Lalande 21185 (M2V), Gliese 581 (M3V), Gliese 402 (M4V), GJ 51 (M5V), Wolf 359 (M6V), van Biesbroeck 8 (M7V), VB 10 (M8V), LHS 2924 (M9V).
Muchos enanos rojos están orbitados por exoplanetas , pero los planetas grandes del tamaño de Júpiter son comparativamente raros. Los estudios Doppler de una amplia variedad de estrellas indican que aproximadamente 1 de cada 6 estrellas con el doble de la masa del Sol están orbitadas por uno o más planetas del tamaño de Júpiter, frente a 1 de cada 16 para estrellas similares al Sol y la frecuencia de planetas gigantes cercanos (del tamaño de Júpiter o mayores) orbitando enanas rojas es de solo 1 de cada 40. [35] Por otro lado, los estudios de microlente indican que los planetas de período orbital largo con masa de Neptuno se encuentran alrededor de una de cada tres enanas rojas. [36] Las observaciones con HARPS indican además que el 40% de las enanas rojas tienen un planeta de clase " super-Tierra " orbitando en la zona habitable donde puede existir agua líquida en la superficie. [37] Las simulaciones por computadora de la formación de planetas alrededor de estrellas de baja masa predicen que los planetas del tamaño de la Tierra son los más abundantes, pero más del 90% de los planetas simulados tienen al menos un 10% de agua en masa, lo que sugiere que muchos planetas del tamaño de la Tierra que orbitan estrellas enanas rojas están cubiertos de océanos profundos. [38]
Entre 2005 y 2010 se descubrieron al menos cuatro y posiblemente hasta seis exoplanetas orbitando dentro del sistema planetario Gliese 581. Un planeta tiene aproximadamente la masa de Neptuno , o 16 masas terrestres ( M E ). Orbita a solo 6 millones de kilómetros (0,040 UA ) de su estrella, y se estima que tiene una temperatura superficial de 150 °C (423 K ; 302 °F ), a pesar de la oscuridad de su estrella. En 2006, se encontró un exoplaneta aún más pequeño (solo 5,5 M E ) orbitando la enana roja OGLE-2005-BLG-390L ; se encuentra a 390 millones de kilómetros (2,6 UA) de la estrella y su temperatura superficial es de −220 °C (53,1 K; −364,0 °F).
En 2007 se descubrió un nuevo exoplaneta potencialmente habitable , Gliese 581c , orbitando alrededor de Gliese 581. La masa mínima estimada por sus descubridores (un equipo dirigido por Stéphane Udry ) es de 5,36 M E. Los descubridores estiman que su radio es 1,5 veces el de la Tierra ( R 🜨 ). Desde entonces se descubrió Gliese 581d , que también es potencialmente habitable.
Gliese 581c y d se encuentran dentro de la zona habitable de la estrella anfitriona y son dos de los candidatos más probables para la habitabilidad de cualquier exoplaneta descubierto hasta ahora. [39] Gliese 581g , detectado en septiembre de 2010, [40] tiene una órbita casi circular en el medio de la zona habitable de la estrella. Sin embargo, la existencia del planeta es cuestionada. [41]
El 23 de febrero de 2017, la NASA anunció el descubrimiento de siete planetas del tamaño de la Tierra que orbitan alrededor de la estrella enana roja TRAPPIST-1 , a unos 39 años luz de distancia, en la constelación de Acuario. Los planetas se descubrieron mediante el método de tránsito, lo que significa que tenemos información sobre la masa y el radio de todos ellos. TRAPPIST-1e , f y g parecen estar dentro de la zona habitable y pueden tener agua líquida en la superficie. [42]
La evidencia moderna sugiere que es extremadamente improbable que los planetas en sistemas de enanas rojas sean habitables. A pesar de su gran número y su larga vida útil, hay varios factores que pueden dificultar la vida en planetas alrededor de una enana roja. En primer lugar, los planetas en la zona habitable de una enana roja estarían tan cerca de la estrella madre que probablemente estarían bloqueados por mareas . Para una órbita casi circular, esto significaría que un lado estaría en luz diurna perpetua y el otro en noche eterna. Esto podría crear enormes variaciones de temperatura de un lado del planeta al otro. Tales condiciones parecerían dificultar la evolución de formas de vida similares a las de la Tierra. Y parece que hay un gran problema con la atmósfera de tales planetas bloqueados por mareas: la zona de noche perpetua sería lo suficientemente fría como para congelar los principales gases de sus atmósferas, dejando la zona de luz diurna desnuda y seca. Por otro lado, sin embargo, una teoría propone que una atmósfera espesa o un océano planetario podrían potencialmente hacer circular el calor alrededor de un planeta de este tipo. [43]
La variabilidad en la producción de energía estelar también puede tener efectos negativos en el desarrollo de la vida. Las enanas rojas suelen ser estrellas con llamaradas , que pueden emitir llamaradas gigantescas, duplicando su brillo en minutos. Esta variabilidad dificulta el desarrollo y la persistencia de la vida cerca de una enana roja. [44] Si bien es posible que un planeta que orbita cerca de una enana roja mantenga su atmósfera incluso si la estrella emite llamaradas, investigaciones más recientes sugieren que estas estrellas pueden ser la fuente de llamaradas constantes de alta energía y campos magnéticos muy grandes, lo que disminuye la posibilidad de vida tal como la conocemos. [45] [46]
Las separaciones cercanas
(< 1 UA)han sido ampliamente investigadas mediante estudios Doppler y de
tránsito con los siguientes resultados: la frecuencia de planetas gigantes cercanos (1−10
M
Jup
) es solo
del 2,5 ± 0,9 %
, lo que es consistente con los modelos de acreción del núcleo más migración.
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