Enana roja

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De acuerdo con el 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. Este tipo forma la mayor parte de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a la mitad de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 4000 K.

Características físicas[editar]

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 se genera a un ritmo lento por la fusión nuclear de hidrógeno a 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 brillante 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. Esto ocurre porque la radiación es muy difícil debido a la opacidad del interior, que tiene una densidad relativamente alta comparada con la temperatura y es más difícil para los fotones viajar hacia la superficie, de modo que la convección resulta ser un proceso más eficiente para la transmisión de la energía.[3]

Al ser las enanas rojas totalmente convectivas, el helio no se acumula en el núcleo y, en comparación con 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 de 200.000 millones 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. Las enanas rojas de menor masa tienen vidas aún más largas, lo que implica que su evolución ha de estudiarse mediante modelos matemáticos al no disponer de suficientes datos por observación.

Tales modelos sugieren que la masa mínima de las estrellas que pueden convertirse en gigantes rojas es de 0,25 masas solares; las de masa inferior aumentan su temperatura superficial -y por tanto su luminosidad- sin aumentar su tamaño, convirtiéndose en enanas azules, y de ahí finalmente en enanas blancas. Este proceso es muy lento y tanto más cuanto menor sea la masa de la estrella, estimándose que, por ejemplo, una de 0,25 masas solares permanece un billón de años en la secuencia principal, y las menores existentes en la actualidad, de 0,08 masas solares, 12 billones de años.[4]

Para una estrella de 0,16 masas solares (el caso de la cercana Estrella de Barnard), por ejemplo, se calcula que la fase de enana azul llegaría tras algo más de 2,5 billones de años en la secuencia principal, y duraría alrededor de 5 mil millones de años, durante los cuales la estrella tendrá 1/3 de la luminosidad del Sol y una temperatura superficial que llegará hasta alrededor de 8.500 kelvins al final de esta fase, por lo que si hubiera planetas en órbita alrededor de ésta y que hasta entonces han tenido temperaturas frías, podrían descongelarse y dar de nuevo una oportunidad a que la vida floreciera.[4]

El hecho de que las enanas rojas y otras estrellas de masa baja 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 identificada 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 común 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.[5]

Ejemplos de enanas rojas[editar]

En la tabla siguiente figuran las características principales de algunas enanas rojas, ordenadas según su tipo espectral.

Estrella Tipo
Espectral
Masa
(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
Estrella de Barnard M4.0Ve 0,15-0,17 0,15-0,20 0,0035 5,98
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[editar]

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.[6]

Sin embargo, debido a su pequeña masa y baja temperatura superficial, esta clase de estrellas constituyen los objetivos más prometedores a la hora de buscar planetas terrestres potencialmente habitables. Al ser las estrellas menos masivas, experimentan las mayores aceleraciones como respuesta a la presencia de un planeta orbitando en torno a ellas. Ello ha llevado al descubrimiento del primer planeta extrasolar con una masa comparable a la de NeptunoGliese 436 b— así como al de la primera «Súper-Tierra», alrededor de Gliese 876. La zona habitable en torno a estas estrellas se sitúa a distancias comprendidas entre 0,1 y 0,2 UA, correspondiendo a períodos orbitales entre 20 y 50 días.[7]

En la siguiente tabla se recogen aquellas enanas rojas cercanas al Sistema Solar en donde se han descubierto planetas extrasolares.

Estrella Tipo
Espectral
Distancia
(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 6
Gliese 667C M1.5V 22,7 3
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 649 M1.5V 33,7 1
GJ 1148 M4V 35,9 1
Gliese 179 M3.5V 40 1

* 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 g y Gliese 581 d, orbitan en la zona de habitabilidad de la estrella y, entre los planetas extrasolares descubiertos hasta ahora, son probables candidatos a ser habitables.[8]

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. Richmond, Michael (10 de noviembre de 2004). «Late stages of evolution for low-mass stars». Rochester Institute of Technology. Consultado el 19-09-2007.
  2. Chabrier, G.; Baraffe, I.; Plez, B. (1996). «Mass-Luminosity Relationship and Lithium Depletion for Very Low Mass Stars». Astrophysical Journal Letters 459:  pp. L91–L94. doi:10.1086/309951. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...459L..91C. 
  3. Padmanabhan, Thanu (2001). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press. pp. 96-99. ISBN 0-521-56241-4. 
  4. a b Adams, F. C.; Graves, G. J. M.; Laughlin, G. (2004). «Red Dwarfs and the End of the Main Sequence». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 22:  pp. 46–L49. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A. 
  5. http://kencroswell.com/thebrightestreddwarf.html "The Brightest Red Dwarf", by Ken Croswell (Accessed 6/7/08)
  6. 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. http://ads.ari.uni-heidelberg.de/cgi-bin/bib_query?arXiv:0809.0172. 
  7. Haghighipour, Nader; Vogt, Steven S.; Butler, R. Paul; Rivera, Eugenio J.; Laughlin, Greg; Meschiari, Stefano; Henry, Gregory W. (2010). «The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A Saturn-Mass Planet in the Habitable Zone of the Nearby M4V Star HIP 57050». The Astrophysical Journal 715 (1). pp. 271-276. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010ApJ...715..271H&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  8. SPACE.com - Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life (2007)

Enlaces externos[editar]