Nana colorada
Una nana colorada ye una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, yá sía de tipu espectral K tardíu o M. Esti tipu formar la mayor parte de les estrelles, siendo los sos valores de masa y diámetru inferiores a la metá de los del Sol (per debaxo de 0,08 mases solares denominar nanes marrones) y una temperatura superficial de menos de 4000 K.
 Nana colorada | |
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Les nanes coloraes son, hasta la fecha, el tipu más común d'estrelles de la Vía Láctea, a lo menos na vecindá del Sol, pero por cuenta de la so baxa lluminosidá les nanes coloraes individuales nun pueden ser reparaes fácilmente. Dende la Tierra, nenguna ye visible a simple vista. Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, ye una nana colorada (de Tipu M5 y magnitú aparente 11.05), al igual que los venti de les próximes trenta estrelles más cercanes. Acordies con delles estimaciones, les nanes coloraes representen los trés cuartes partes de les estrelles na Vía Láctea.
Modelos estelares indiquen que les nanes coloraes con menos de 0.35 Mases solares son dafechu convectivas. D'ende a que'l heliu producíu pola fusión termonuclear vuelva entemecese constantemente a lo llargo de la estrella, evitando una acumuladura nel nucleu. Poro, les nanes coloraes desenvuélvense bien amodo, allugando una lluminosidá constante y tipu espectral para, en teoría, dellos billones d'años, escosar el so combustible. Por cuenta de la relativamente curtia edá del universu, nun esisten nanes coloraes con etapes evolutives avanzaes.
Carauterístiques físiques
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Les nanes coloraes son estrelles de bien baxa masa, inferior al 40% de la masa del Sol.[1] La so temperatura interior ye relativamente baxa y la enerxía xenerar a un ritmu lentu pola fusión nuclear d'hidróxenu a heliu al traviés de la cadena protón-protón (pp). Poro, estes estrelles emiten poca lluz, con una lluminosidá qu'en dellos casos apenes algama 1/10.000 de la lluminosidá solar. Inclusive la nana colorada más brillosa tien solo un 10 % de la lluminosidá del Sol.[2]
Polo xeneral, nes nanes coloraes el tresporte d'enerxía dende l'interior a la superficie tien llugar por conveición. Esto asocede porque la radiación ye bien difícil por cuenta de la opacidá del interior, que tien una densidá relativamente alta comparada cola temperatura y ye más difícil pa los fotones viaxar escontra la superficie, de cuenta que la conveición resulta ser un procesu más eficiente pa la tresmisión de la enerxía.[3]
Al ser les nanes coloraes totalmente convectivas, el heliu nun s'atropa nel nucleu y, en comparanza con estrelles más grandes, como'l Sol, pueden quemar una proporción más grande del so hidróxenu antes d'abandonar la secuencia principal. La resultancia ye que la vida envalorada de les nanes coloraes supera la edá envalorada del universu, posiblemente de 200 000 millones a dellos billones d'años, polo que les estrelles con menos de 0,8 mases solares nun tuvieron tiempu de dexar la secuencia principal. Les nanes coloraes de menor masa tienen vides entá más llargues, lo qu'implica que la so evolución hai d'estudiase por aciu modelos matemáticos al nun disponer d'abondos datos por observación.
Tales modelos suxeren que la masa mínimo de les estrelles que pueden convertise en xigantes coloraes ye de 0,25 mases solares; les de masa inferior aumenten la so temperatura superficial -y por tanto'l so lluminosidá- ensin aumentar el so tamañu, convirtiéndose en nanes azules, y de ende finalmente en nanes blanques. Esti procesu ye bien lentu y tantu más cuanto menor sía la masa de la estrella, envalorándose que, por casu, una de 0,25 mases solares permanez un billón d'años na secuencia principal, y les menores esistentes na actualidá, de 0,08 mases solares, 12 billones d'años.[4]
Pa una estrella de 0,16 mases solares (el casu de la cercana Estrella de Barnard), por casu, calcúlase que la fase de nana azul llegaría tres daqué más de 2,5 billones d'años na secuencia principal, y duraría alredor de 5 mil millones d'años, mientres los cualos la estrella va tener 1/3 de la lluminosidá del Sol y una temperatura superficial que va llegar hasta alredor de 8.500 kelvins a la fin d'esta fase, polo que si hubiera planetes n'órbita alredor d'ésta y qu'hasta entós tuvieron temperatures fríes, podríen descongelarse y dar de nuevu una oportunidá a que la vida floriara.[4]
El fechu de que les nanes coloraes y otres estrelles de masa baxo permanezan na secuencia principal mientres les estrelles más masives abandonar, dexa envalorar la edá de cúmulos estelares atopando la masa a partir de la cual les estrelles dexaron la secuencia principal. Esto apurre una llende inferior pa la edá del Universu y tamién dexa asitiar escales de tiempu de formación nes estructures esistentes dientro de la Vía Láctea, tales como'l halo galácticu y el discu galácticu.
Un misteriu que nun foi solucionáu dende 2007 ye l'ausencia de nanes coloraes ensin metales, entendiendo por metal cualesquier elementu más pesáu qu'hidróxenu o heliu. El modelu del Big Bang prediz que la primer xeneración d'estrelles namái tendría de tener hidróxenu, heliu y traces de litiu. Si ente estes estrelles esistieron nanes coloraes, estes inda tendríen de ser observables güei, pero nenguna foi identificada entá. La esplicación preferida consiste en que, ensin elementos pesaos, namái pueden formase estrelles grandes de Población III (entá non descubiertes), que rápido funden elementos pesaos que depués son incorporaos na formación de nanes coloraes. Otres esplicaciones alternatives, como que les nanes coloraes d'edá cero na secuencia principal son tenues y bien escases, considérense muncho menos probables, yá que paez qu'entren en conflictu colos modelos d'evolución estelar.
Les nanes coloraes son la clase d'estrelles más común na galaxa, siquier na vecindá del sistema solar. Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, ye una nana colorada de tipu espectral M5 y magnitú aparente 11,05; de los trenta estrelles más cercanes, venti son nanes coloraes (*). Sicasí, por cuenta de la so baxa lluminosidá, les nanes coloraes nun puede ser reparaes fácilmente a les distancies interestelares nes que sí reparamos otres clases d'estrelles; ello ye que nenguna nana colorada ye visible a simple vista.[5]
Exemplos de nanes coloraes
editarNa tabla siguiente figuren les carauterístiques principales de delles nanes coloraes, ordenaes según la so tipu espectral.
| Estrella | Tipu Espectral |
Masa (Msol) |
Radiu (Rsol) |
Lluminosidá (Lsol) |
Distancia (Años lluz) |
|---|---|---|---|---|---|
| Lalande 21185 | M2.0V | 0,46 | 0,46 | 0,06 | 8,29 |
| Ross 154 | M3.5Ve |align="center"|0,17 | 0,24 | 0,0005 | 9,69 | |
| Estrella de Barnard | M4.0Ve |align="center"|0,15-0,17 | 0,15-0,20 | 0,0035 | 5,98 | |
| Próxima Centauri | M5.5Ve |align="center"|0,123 | 0,145 | 0,000138 | 4,24 | |
| Wolf 359 | M6.0V | 0,10 | 0,16 | 0,0002 | 7,78 |
| LHS 292 | M6.5Ve |align="center"|0,083 | ? | 0,00001 | 14,81 | |
| LHS 2397a | M8Ve |align="center"|0,09 | 0,10 | 0,0000025 | 46,5 |
Sistemes planetarios
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Anque la mayor parte de los planetes estrasolares descubiertos orbiten alredor de nanes marielles similares al Sol, conócense sistemes planetarios alredor de nanes coloraes. Al ser tan tenues nel espectru visible, les nanes coloraes son oxetivos difíciles pa llograr velocidaes Doppler precises; por ello suponen namái'l 5% de los oxetivos actuales na busca de planetes. Especúlase que pueden allugar menos planetes que les estrelles de tipu G o qu'estos pueden ser menos masivos, de resultes del menor tamañu de los sos discos protoplanetarios.[6]
Sicasí, por cuenta de la so pequeña masa y baxa temperatura superficial, esta clase d'estrelles constitúin los oxetivos más prometedores a la de buscar planetes terrestres potencialmente habitables. Al ser les estrelles menos masives, esperimenten les mayores aceleraciones como respuesta a la presencia d'un planeta orbitando en redol a elles. Ello llevó al descubrimientu del primer planeta estrasolar con una masa comparable a la de Neptunu —Gliese 436 b— según al de la primera «Súper-Tierra», alredor de Gliese 876. La zona habitable en redol a estes estrelles asitiar a distancies entendíes ente 0,1 y 0,2 UA, correspondiendo a periodos orbitales ente 20 y 50 díes.[7]
Na siguiente tabla recuéyense aquelles nanes coloraes cercanes al Sistema Solar onde s'afayaron planetes estrasolares.
| Estrella | Tipu Espectral |
Distancia (Años lluz) |
Planetes conocíos |
|---|---|---|---|
| Próxima Centauri | M5.5Ve |align="center"|4,24 | 1 | |
| 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 bien baxa metalicidá.
Gliese 876 b, afayáu en 1999, foi'l primer planeta estrasolar conocíu orbitando alredor d'una nana colorada. Gliese 581 alluga siquier cuatro planetes; dos d'ellos, Gliese 581 g y Gliese 581 d, orbiten na zona de habitabilidad de la estrella y, ente los planetes estrasolares afayaos hasta agora, son probables candidatos a ser habitables.[8]
Ver tamién
editarReferencies
editar- ↑ Richmond, Michael (10 de payares de 2004). «Late stages of evolution for low-mass stars». Rochester Institute of Technology. Consultáu'l 19 de setiembre de 2007.
- ↑ Chabrier, G.; Baraffe, I.; Plez, B. (1996). «Mass-Luminosity Relationship and Lithium Depletion for Very Low Mass Stars». Astrophysical Journal Letters 459: páxs. L91–L94. doi:. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...459L..91C. Consultáu'l 19 de setiembre de 2007.
- ↑ Padmanabhan, Thanu (2001). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press, páx. 96-99. ISBN 0-521-56241-4.
- ↑ 4,0 4,1 Adams, F. C.; Graves, G. J. M.; Laughlin, G. (2004). «Red Dwarfs and the End of the Main Sequence». Revista Mexicana d'Astronomía y Astrofísica 22: páxs. 46–L49. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A.
- ↑ 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. http://ads.ari.uni-heidelberg.de/cgi-bin/bib_query?arXiv:0809.0172.
- ↑ 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.
- ↑ SPACE.com - Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life (2007)
Enllaces esternos
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Datos: Q5893
Multimedia: Red dwarfs
