NANA VERMELLA: DESCOBRIMENT, CARACTERÍSTIQUES, EVOLUCIÓ, COMPOSICIÓ - ART - 2024

Una nana vermella és una estrella petita i freda la massa està compresa entre 0.08 i 0.8 vegades la massa de el Sol. Són les estrelles més abundants i longeves en l'univers: fins a tres quartes parts de totes les conegudes fins ara. A causa de la seva baixa lluminositat, no són observables a simple vista, tot i ser nombroses en el veïnatge de el Sol: de 30 estrelles properes, 20 són nanes vermelles.

La més notable per la seva proximitat a nosaltres és Propera Centauri, en la constel·lació de l'Centaure, a 4.2 anys llum de distància. Va ser descoberta en 1915 per l'astrònom escocès Robert Innes (1861-1933).

Figura 1. La nana vermella Propera Centauri forma part de sistema estel·lar Alfa Centauri en la constel·lació de l'Centauro. Font: ESA / Hubble & NASA a través de Wikimedia Commons.

No obstant això abans que Propera Centauri fos descoberta, el telescopi de l'astrònom francès Joseph Lalande (1732-1802) ja havia donat amb la nana vermella Lalande 21185, en la constel·lació de l'Óssa Major.

El terme "nana vermella" s'utilitza per a denominar diverses classes d'estrelles, incloent a aquelles amb tipus espectral K i M, així com les nanes marrons, estrelles que realment no són tals, perquè mai van arribar a tenir massa suficient com per iniciar el seu reactor intern.

Els tipus espectrals es corresponen amb la temperatura superficial de l'estrella, i la seva llum es descompon en una sèrie de ratlles molt característiques.

Per exemple, el tipus espectral K té entre 5000 i 3500 K de temperatura i correspon a estrelles groc-taronja, mentre que la temperatura de l'tipus M és menor de 3500 K i són estrelles vermelles.

El nostre Sol és de tipus espectral G, de color groc i temperatura superficial entre 5000 i 6000 K. La estrelles amb un determinat tipus espectral tenen moltes característiques en comú, sent la més determinant de totes elles la massa. Segons la massa d'una estrella, així serà la seva evolució.

Característiques de les nanes vermelles

Les nanes vermelles tenen certes característiques que les diferències. Ja hem esmentat algunes a l'començament:

-Petit mida.

Temperatura superficial baixa.

-Baix ritme de combustió de material.

-Escassa lluminositat.

massa

La massa, com hem dit, és l'atribut principal que defineix la categoria que un estel arriba. Les nanes vermelles són tan abundants perquè es formen més estrelles de baixa massa que estrelles massives.

Però curiosament, el temps que triguen a formar-se les estrelles amb poca massa és més gran que el de les estrelles molt massives. Aquestes creixen molt més de pressa perquè la força de gravetat que compacta la matèria en el centre és més gran, d'acord més massa existeix.

I sabem que es requereix certa quantitat de massa crítica perquè la temperatura sigui apropiada, per tal d'iniciar les reaccions de fusió. D'aquesta manera l'estrella dóna començament a la seva vida adulta.

El Sol va necessitar desenes de milions d'anys per formar-se, però una estrella 5 vegades més gran requereix menys d'un milió d'anys, mentre que les més massives poden començar a brillar en centenars de milers.

temperatura

La temperatura de la superfície és, com ja es va dir una altra important característica que defineix a les nanes vermelles. Ha de ser menor a 5000 K, però no menor a 2000 K, en cas contrari és massa freda per ser una veritable estrella.

Els objectes estel·lars amb temperatura menor a 2000 K no poden tenir un nucli de fusió i es tracta d'estrelles avortades, que mai van aconseguir la massa crítica: nanes marrons.

Anàlisi més profunda de les línies espectrals poden assegurar la diferència entre nana vermella i nana marró. Per exemple, indicis de liti apunten que es tracta d'una nana vermella, però si és metà o amoníac probablement sigui una nana marró.

Tipus espectrals i diagrama de Hertzsprung-Russell

El diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama HR) és un gràfic que mostra les característiques i l'evolució d'una estrella segons les seves característiques espectrals. Això inclou la temperatura de la superfície, que com hem dit és un factor determinant, així com la seva lluminositat.

Les variables que componen el gràfic són lluminositat en l'eix vertical i temperatura efectiva en l'eix horitzontal. Va ser creat de manera independent al començament de segle XX pels astrònoms Ejnar Hertzsprung i Henry Russell.

Figura 2. Diagrama HR mostrant a les nanes vermelles en la seqüència principal, a la cantonada inferior dreta. Font: Wikimedia Commons. ESO.

Segons el seu espectre, les estrelles s'agrupen d'acord amb la classificació espectral de Harvard, indicant la temperatura de l'estrella en la següent seqüència de lletres:

OBAFGKM

Es comença per les estrelles més calentes, les de tipus O, mentre que les més fredes són les de tipus M. A la figura dels tipus espectrals són a la part inferior de l'gràfic, sobre la barra acolorida de blau a l'esquerra fins arribar a l' vermell a la dreta.

Dins de cada tipus hi ha variacions, ja que les línies espectrals tenen diferent intensitat, llavors cada tipus es divideix al seu torn en 10 subcategories, denotats per números de del 0 fins al 9. Mentre menor és el nombre, més calent és l'estrella. Per exemple el Sol és tipus G2 i Propera Centauri és M6.

La regió central de l'gràfic, que discorre en forma de diagonal aproximada es diu seqüència principal. La major part de les estrelles es troba allà, però la seva evolució pot dur-les a sortir i situar-se en altres categories, com ara gegant vermella o nana blanca. Tot depèn de la massa de l'estrella.

La vida de les nanes vermelles transcorre sempre en la seqüència principal, i pel que fa a l'tipus espectral, no totes les de classe M són nanes vermelles, encara que la majoria ho són. Però en aquesta classe també hi ha estrelles supergegants com Betelgeuse i Antares (a dalt a la dreta el diagrama HR).

evolució

La vida de qualsevol estrella comença amb el col·lapse de la matèria interestel·lar gràcies a l'acció de la gravetat. A mesura que la matèria es aglutina, gira cada vegada més ràpid i es achata formant un disc, gràcies a la conservació de moment angular. Al centre es troba la protoestrella, l'embrió per dir-ho de la futura estrella.

Conforme passa el temps, la temperatura i la densitat van en augment, fins que s'arriba a una massa crítica, en la qual el reactor de fusió inicia la seva activitat. Aquesta és la font d'energia de l'estrella en el seu temps per venir i requereix d'una temperatura en el nucli d'uns 8 milions de K.

La ignició en el nucli estabilitza l'estrella, perquè compensa a la força gravitacional, donant lloc al fet que aparegui l'equilibri hidrostàtic. Per a això és necessari una massa compresa entre 0.01 i 100 vegades la massa de el Sol. Si la massa és més gran, el sobreescalfament causaria una catàstrofe que destruiria la protoestrella.

Figura 3. En una nana vermella, la fusió d'hidrogen en el nucli equilibra a la força de gravetat. Font: F. Zapata.

Un cop posat en marxa el reactor de fusió i aconseguit l'equilibri, les estrelles van a parar a la seqüència principal de l'diagrama HR. Les nanes vermelles emeten energia molt lentament, així que la provisió d'hidrogen els dura molt. La forma en què una nana vermella emet energia és mitjançant el mecanisme de convecció.

La conversió d'hidrogen en heli que produeix l'energia es porta a terme a les nanes vermelles per cadenes protó-protó, una seqüència en la qual un ió hidrogen es fusiona amb un altre. La temperatura influeix molt en la manera en què es porta a terme aquesta fusió.

Un cop esgotat l'hidrogen, el reactor de l'estrella deixa de funcionar i comença el lent procés de refredament.

Cadena protó-protó

Aquesta reacció és molt freqüent en les estrelles que recentment s'incorporen a la seqüència principal, així com en les nanes vermelles. Comença així:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + i ⁺ + ν

On i ⁺ és un positró, idèntic en tot a l'electró, llevat que la seva càrrega és positiva i ν és un neutrí, una partícula lleugera i fugissera. Per la seva banda ² ₁ H és deuteri o hidrogen pesat.

Seguidament passa:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

En aquesta última, γ simbolitza un fotó. Les dues reaccions ocorren dues vegades, per donar lloc a:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 (¹ ₁ H)

Com genera energia l'estrella fent això? Bé, hi ha una lleugera diferència en la massa de les reaccions, una petita pèrdua de massa que es transforma en energia segons la famosa equació d'Einstein:

E = mc ²

Com aquesta reacció ocorre incomptables vegades involucrant una immensa quantitat de partícules, l'energia que s'obté és enorme. Però no és l'única reacció que té lloc a l'interior d'una estrella, encara que sí la més freqüent en les nanes vermelles.

Temps de vida d'una estrella

El temps que viu una estrella també depèn de la seva massa. La següent equació és un estimat d'aquest temps:

T = M ^-2.5

Aquí T és el temps i M la massa. L'ús de majúscules és apropiat, a causa de llarg de el temps ia la enormitat de la massa.

Una estrella com el Sol viu uns 10.000 milions d'anys, però un estel de 30 vegades la massa solar viu 30 milions d'anys i una altra encara més massiva pot viure prop de 2 milions d'anys. Sigui com sigui és una eternitat per als humans.

Les nanes vermelles viuen moltíssim més que això, gràcies a la parsimònia amb què gasten el seu combustible nuclear. A l'efecte de el temps tal com ho experimentem nosaltres, una nana vermella dura per sempre, perquè el temps que triga a esgotar l'hidrogen de l'nucli supera l'edat estimada de l'Univers.

Cap nana vermella ha mort encara, així que tot el que es pot especular sobre quant viuen i quin serà el seu final, es deu a les simulacions per ordinador de models creats amb la informació que es té sobre elles.

D'acord a aquests models, els científics prediuen que quan una nana vermella s'esgoti l'hidrogen es transformarà en una nana blava.

Ningú ha vist mai una estrella d'aquesta classe, però a mesura que l'hidrogen s'acaba, una nana vermella no s'expandeix fins tornar-se una estrella gegant vermella, com ho farà el nostre Sol algun dia. Senzillament augmenta la seva radioactivitat i amb això la seva temperatura superficial, tornant-se blau.

Composició de les nanes vermelles

La composició de les estrelles és molt semblant, en la seva major part són enormes boles d'hidrogen i heli. Retenen part dels elements que van estar presents en el gas i la pols que els van donar origen, així que també contenen traces dels elements que les estrelles precedents van ajudar a crear.

Per això la composició de les nanes vermelles és semblant a la de el Sol, encara que les línies espectrals difereixen sensiblement a causa de la temperatura. De manera que si una estrella té línies d'hidrogen febles, no vol dir que no tingui aquest element.

A les nanes vermelles hi ha traces d'altres elements més pesats, als quals els astrònoms anomenen "metalls".

En astronomia aquesta definició no coincideix amb el que s'entén comunament com a metall, ja que aquí es fa servir per referir-se a qualsevol element, excepte l'hidrogen i l'heli.

formació

El procés de formació estel·lar és complex i està afectat per nombroses variables. Hi ha molt que encara es desconeix sobre aquest procés, però es creu que és el mateix per a totes les estrelles, tal com es va descriure en els segments anteriors.

El factor que determina la mida i el color d'una estrella, associat a la seva temperatura, és la quantitat de matèria que aconsegueix afegir gràcies a la força de gravetat.

Una qüestió que preocupa els astrònoms i que encara està sense dilucidar és el fet que les nanes vermelles contenen elements més pesats que l'hidrogen, l'heli i el liti.

D'una banda, la teoria del Big Bang prediu que les primeres estrelles formades han d'estar compostes únicament dels tres elements més lleugers. No obstant això s'han detectat elements pesats en les nanes vermelles.

I si cap nana vermella ha mort encara, vol dir que les primeres nanes vermelles que es van formar encara han d'estar per allà a algun costat, totes compostes d'elements lleugers.

Llavors pot ser que les nanes vermelles s'hagin format posteriorment, perquè es requereix la presència d'elements pesats en la seva creació. O bé que sí que hi ha nanes vermelles de primera generació, però que a l'ésser tan petites i amb tan poca lluminositat, encara no han estat descobertes.

Exemples de nanes vermelles

propera Centauri

Està a 4.2 anys llum de distància i posseeix una massa equivalent a una vuitena part de la de el Sol, però 40 vegades més densa. Propera té un camp magnètic intens, que la fa propensa a emetre fulguracions.

Propera també té a el menys un planeta conegut: Propera Centauri b, donat a conèixer en 2016. Però es creu que ha estat arrasat per les flamarades que l'estrella emet amb freqüència, així que és poc probable que alberg vida, al menys no com la que coneixem, ja que les emissions de l'estrella contenen raigs X.

Estrella de Barnard

Figura 4. Comparativa de mides entre el Sol, l'estrella de Barnard i el planeta Júpiter. Font: Wikimedia Commons.

És una nana vermella molt propera, a 5.9 anys llum de distància, la principal característica és la seva gran velocitat, uns 90 km / s en direcció a el Sol.

És visible a través de telescopis i a l'igual que Propera, també és propensa a experimentar flamarades i fulguracions. En data recent es va descobrir un planeta orbitant a l'estrella de Barnard.

Estrella de teegarden

Aquesta nana vermella de tot just un 8% de la massa de el Sol es troba en la constel·lació d'Àries i només pot ser vista amb telescopis poderosos. Està entre les estrelles més properes, a una distància d'uns 12 anys llum aproximadament.

Va ser descoberta en 2002 i més de tenir un notable moviment propi, a l'sembla té planetes en l'anomenada zona habitable.

Wolf 359

Es tracta d'una nana vermella variable en la constel·lació de Leo i distant gairebé 8 anys llum del nostre Sol. L'ésser un estel variable, la seva lluminositat augmenta periòdicament, encara que els seus fulguracions no són tan intenses com les de Propera Centauri.

referències

1. Adams, F. Xarxa dwarfs and the end of the main sequence. Recuperat de: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2nd. Edition. Pearson.
3. Cosmos. Xarxa Dwarfs. Recuperat de: astronomy.swin.edu.au.
4. Martínez, D. L'evolució estel·lar. Recuperat de: Google Books.
5. Taylor, N. Xarxa Dwarfs: The Most Common and Longest-Lived Stars. Recuperat de: space.com.
6. Fraknoi, A.The Spectra of Stars (and Brown Dwarfs). Recuperat de: phys.libretexts.org.