Nano rosso

Il prossimo centauri rossi nani fa parte del sistema di stelle Alfa Centauri nella costellazione del centauro. Fonte: ESA/Hubble e NASA attraverso Wikimedia Commons.

Cos'è un nano rosso?

UN Nano rosso È una stella piccola e fredda la cui massa è tra 0.08 e 0.8 volte la massa del sole. Sono le stelle più abbondanti e di lunga durata nell'universo: fino a tre quarti di tutti finora conosciuti finora. A causa della loro bassa luminosità, non sono osservabili ad occhio nudo, nonostante siano numerosi nel quartiere del sole: 30 stelle vicine, 20 sono nane rosse. 

Il più notevole per la sua vicinanza per noi è il prossimo Centauri, nella costellazione di Centaur, a 4.2 anni luce di distanza. Fu scoperto nel 1915 dall'astronomo scozzese Robert Innes (1861-1933).

Tuttavia, prima che venisse scoperto il successivo Centauri, il telescopio dell'astronomo francese Joseph de Lalande (1732-1802) aveva già trovato il nano rosso 21185, nella costellazione del sindaco OSA.

Il termine "nano rosso" è usato per nominare diversi tipi di stelle, compresi quelli con tipo k e m spettrale, nonché nani marroni, stelle che non sono proprio tali, perché non hanno mai avuto abbastanza massa per iniziare il loro reattore interno.

I tipi spettrali corrispondono alla temperatura superficiale della stella e la sua luce si decompone in una serie molto caratteristica di strisce. 

Ad esempio, il tipo spettrale K ha una temperatura tra 5000 e 3500 K e corrisponde alle stelle giallo-arancio, mentre la temperatura di tipo M è inferiore a 3500 K e sono stelle rosse.

Il nostro sole è spettrale G, giallo e temperatura superficiale tra 5000 e 6000 K. Le stelle con un certo tipo spettrale hanno molte caratteristiche in comune, essendo le più decisive di tutte la massa. Secondo la massa di una stella, questa sarà la sua evoluzione.

Caratteristiche dei nani rossi

Immagine scattata da Hubble. È una delle stelle più piccole della nostra Via Lattea, chiamata GLIESE 623B o GL 623B

I nani rossi hanno alcune caratteristiche che differenze. Ne abbiamo già menzionati alcuni all'inizio:

• Poco taglia.
• Bassa temperatura superficiale.
• Sotto ritmo di combustione materiale.
• Scarsa luminosità.

Massa

La massa, come abbiamo detto, è l'attributo principale che definisce la categoria che una stella raggiunge. I nani rossi sono così abbondanti perché sono formate stelle più basse delle stelle massicce.

Ma curiosamente, il tempo necessario per formare le stelle con poco impasto è maggiore di quello delle stelle molto enormi. Questi crescono molto più duramente perché la forza di gravità che compatta la questione al centro è maggiore, poiché esiste più massa. 

Il sole, la stella nana rossa GLIESE 229a, il nano marrone Teide 1, il nano marrone GLIESE 229b, il nano marrone saggio 1828 + 2650 e il pianeta Giove è mostrato

E sappiamo che è richiesta una certa quantità di massa critica in modo che la temperatura sia appropriata, al fine di iniziare le reazioni di fusione. In questo modo la stella inizia la sua vita adulta.

Il sole aveva bisogno di dozzine di milioni di anni per formarsi, ma una stella a 5 tempi richiede meno di un milione di anni, mentre il più massiccio può iniziare a brillare in centinaia di migliaia.

Temperatura

La temperatura superficiale è, come è già detto un'altra caratteristica importante che definisce i nani rossi. Deve essere inferiore a 5000 K, ma non inferiore a 2000 K, altrimenti è troppo freddo per essere una vera stella.

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Gli oggetti a stella con temperatura inferiore a 2000 K non possono avere un nucleo di fusione e questi sono stelle abortite, che non hanno mai raggiunto la massa critica: i nani marroni.

Analisi più profonde delle linee spettrali può garantire la differenza tra nano rosso e nano marrone. Ad esempio, le indicazioni del litio indicano il fatto che è un nano rosso, ma se è metano o ammoniaca è probabilmente un nano marrone.

Tipi spettrali e diagramma Hertzsprung-Russell

Il diagramma Hertzsprung-Russell (diagramma H-R) è un grafico che mostra le caratteristiche e l'evoluzione di una stella secondo le sue caratteristiche spettrali. Ciò include la temperatura superficiale, che come abbiamo detto è un fattore determinante, nonché la sua luminosità.

Le variabili che compongono il grafico sono luminosità Sull'asse verticale e temperatura efficace Nell'asse orizzontale. È stato creato indipendentemente all'inizio del 20 ° secolo dagli astronomi Ejnar Hertzsprung ed Henry Russell.

Diagramma H-R che mostra nani rossi nella sequenza principale, nell'angolo in basso a destra. Fonte: Wikimedia Commons. Che [cc per 4.0 (https: // creativeCommons.Org/licenze/by/4.0)].

Secondo il loro spettro, le stelle sono raggruppate secondo la classificazione spettrale di Harvard, indicando la temperatura della stella nella seguente sequenza di lettere:

O b a f g k m

Inizia con le stelle più calde, quelle di tipo o, mentre i più freddi sono quelli di tipo M. Nell'immagine superiore i tipi spettrali sono nella parte inferiore del grafico, sulla barra colorata di blu a sinistra fino a raggiungere la destra a destra.

All'interno di ogni tipo ci sono variazioni, poiché le linee spettrali hanno un'intensità diversa, ogni tipo è diviso a sua volta in 10 sottocategorie, indicate da numeri da 0 a 9. Più basso è il numero, più caldo è la stella. Ad esempio, il sole è tipo G2 e il prossimo centauri è M6. 

La regione centrale del grafico, che funziona sotto forma di una diagonale approssimativa è chiamata Sequenza principale. La maggior parte delle stelle ci sono, ma la loro evoluzione può portarli a partire e trovarsi in altre categorie, come gigante rosso o nano o nano bianco. Tutto dipende dalla massa della stella.

La vita dei nani rossi prende sempre. Ma in questa classe ci sono anche stelle supergigenti come Betelgeuse e Antares (fino alla destra del diagramma H-R).

Evoluzione

La vita di qualsiasi stella inizia con il crollo della materia interstellare grazie all'azione della gravità. Mentre la questione si riunisce, diventa più veloce e si appanna a formare un album, grazie alla conservazione del momento angolare. Al centro c'è la protoestrella, l'embrione per così dire della futura stella.

Col passare del tempo, la temperatura e la densità sono aumentate, fino a raggiungere una massa critica, in cui il reattore di fusione inizia la sua attività. Questa è la fonte di energia della stella nel suo tempo a venire e richiede una temperatura nel nucleo di circa 8 milioni di K.

L'accensione nel nucleo stabilizza la stella, perché compensa la forza gravitazionale, portando all'equilibrio idrostatico. Per questo, è necessaria una massa tra 0.01 e 100 volte la massa del sole. Se l'impasto è maggiore, il surriscaldamento causerebbe una catastrofe che distruggerebbe la protoestrella.

Può servirti: OHM Law: unità e formula, calcolo, esempi, esercizi In un nano rosso, la fusione di idrogeno nel nucleo equilibra la forza di gravità. Fonte: f. Zapata.

Una volta lanciato il reattore di fusione e l'equilibrio è stato raggiunto, le stelle vanno alla sequenza principale del diagramma H-R. I nani rossi emettono energia molto lentamente, quindi la fornitura di idrogeno dura molto. Il modo in cui un nano rosso emette energia è attraverso il meccanismo di convezione. 

Conversione dell'idrogeno elio che produce energia viene effettuata in nani rossi da Catene protoniche-protone, Una sequenza in cui uno ione idrogeno si fonde con un altro. La temperatura influenza notevolmente il modo in cui questa fusione viene eseguita.

Una volta esaurito l'idrogeno, il reattore a stella smette di funzionare e inizia il processo di raffreddamento lento.

Protón-Proton Chain

Questa reazione è molto frequente nelle stelle che sono solo incorporate nella sequenza principale, così come nei nani rossi. Inizia così:

¹ ₁H + ¹₁H → ²₁H + E⁺ + ν

Dove e⁺ È un positrone, identico a tutto per l'elettrone, a meno che il suo carico non sia positivo e ν È un neutrino, una particella leggera e sfuggente. Per la sua parte ²₁H è un pesante deuterio o idrogeno.

Quindi succede:

¹ ₁H + ²₁H → ³₂Lui + γ

In quest'ultimo, γ simboleggia un fotone. Entrambe le reazioni si verificano due volte, per dare origine a:

³₂Lui + ³₂I → ⁴₂Lui+ 2 (¹ ₁H)

In che modo la stella genera energia facendo questo? Bene, c'è una leggera differenza nella massa delle reazioni, una piccola perdita di massa che si trasforma in energia secondo la famosa equazione di Einstein:

E = MC² 

Poiché questa reazione si verifica innumerevoli volte che coinvolgono un'enorme quantità di particelle, l'energia ottenuta è enorme. Ma non è l'unica reazione che si svolge all'interno di una stella, sebbene la più frequente nei nani rossi.

Tempo di vita di una stella

Concezione artistica di un pianeta con due esoloni in orbita nell'area abitabile di una nana rossa

Anche il tempo in cui una stella vive dipende dalla sua massa. La prossima equazione è stimata a quel tempo:

T = m^-2.5

Ecco il tempo e m la massa. L'uso delle lettere maiuscole è appropriato, nel tempo e l'enormità della massa.

Una stella come il sole vive circa 10.000 milioni di anni, ma una stella di 30 volte. Qualunque cosa sia un'eternità per gli umani.

I nani rossi vivono molto più di questo, grazie alla parsimonia con cui spendono il loro combustibile nucleare. Ai fini del tempo mentre lo sperimentiamo, una nana rossa dura per sempre, perché il tempo necessario per esaurire l'idrogeno centrale supera l'età stimata dell'universo. 

Nessun nano rosso è ancora morto, quindi tutto ciò che può essere speculato su quanto vivono e su cosa sarà la loro fine, è dovuto alle simulazioni del computer dei modelli creati con le informazioni su di loro.

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Secondo questi modelli, gli scienziati prevedono che quando un nano rosso esaurisce l'idrogeno si trasformerà in a Nano blu. 

Nessuno ha mai visto una stella di questa classe, ma quando l'idrogeno termina, un nano rosso non si espande fino a quando una stella gigante rossa non diventa, poiché il nostro sole lo farà un giorno. Aumenta semplicemente la sua radioattività e con essa la sua temperatura superficiale, diventando blu.

Composizione di nani rossi

Concezione artistica di un nano rosso, in particolare la stella di Barnard

La composizione delle stelle è molto simile, per la maggior parte sono enormi sfere di idrogeno ed elio. Mantengono parte degli elementi che erano presenti nel gas e nella polvere che li hanno dato origine, quindi contengono anche tracce degli elementi che le stelle precedenti hanno contribuito a creare.

Pertanto la composizione dei nani rossi è simile a quella del sole, sebbene le linee spettrali differiscano significativamente a causa della temperatura. Quindi se una stella ha linee idrogeno deboli, non significa che manchi questo elemento.

Nei nani rossi ci sono tracce di altri elementi più pesanti, ai quali gli astronomi chiamano "metalli".

In astronomia quella definizione non coincide con ciò che è comunemente inteso come metallo, poiché qui viene utilizzato per fare riferimento a qualsiasi elemento, tranne l'idrogeno ed elio.

Formazione

La Terra, Marte e i pianeti del sistema solare rispetto agli esoplaneti Kepler-20E e Kepler-20f

Il processo di formazione di stelle è complesso e influenzato da numerose variabili. C'è molto che è ancora sconosciuto a questo processo, ma si ritiene che sia lo stesso per tutte le stelle, come descritto nei segmenti precedenti.

Il fattore che determina le dimensioni e il colore di una stella, associati alla sua temperatura, è la quantità di materia che riesce ad aggiungere grazie alla forza di gravità. 

Un problema che preoccupa gli astronomi e che non è ancora chiarito è il fatto che i nani rossi contengono elementi più pesanti di idrogeno, elio e litio. 

Da un lato, la teoria del Big Bang prevede che le prime stelle formate devono essere composte solo dei tre elementi più leggeri. Tuttavia, sono stati rilevati elementi pesanti nei nani rossi. 

E se non è ancora morto nano rosso, significa che i primi nani rossi che si sono formati devono essere ancora lì da qualche parte, tutti composti da elementi luminosi.

Quindi sono state formate nane rosse, perché è richiesta la presenza di elementi pesanti nella loro creazione. O che ci sono nani rossi di prima generazione, ma che essendo così piccoli e con così piccola luminosità, non sono ancora stati scoperti.

Esempi di nani rossi

Next Centauri

Impressione artistica del prossimo Centauri B ha mostrato ipoteticamente come un superstier roccioso e arido. Fonte: ESO/M. Kornmesser, CC di 4.0, via Wikimedia Commons

È 4.2 anni luce di distanza e ha una massa equivalente a una ottava parte del sole, ma 40 volte più denso. Successivamente ha un intenso campo magnetico, che lo rende incline.

Successivamente ha anche almeno un pianeta noto: Next Centauri B, pubblicato nel 2016. Ma si ritiene che sia stato rasa al suolo dai razzi che la stella emette frequentemente, quindi è improbabile che le case della vita, almeno non come quella che conosciamo, perché le emissioni della stella contengono raggi X contenere.

Barnard Star

Confronto delle dimensioni tra il sole, la stella di Barnard e il pianeta Giove. Fonte: Wikimedia Commons.

È un nano rosso molto vicino, a 5.9 anni luce di distanza, la cui caratteristica principale è la sua grande velocità, circa 90 km/s nella direzione del sole. 

È visibile attraverso i telescopi e per quanto vicino, è anche soggetto a sperimentare razzi e brillano. Recentemente è stato scoperto un pianeta dalla star di Barnard.

Teegarden Star

Diagramma della probabile struttura del sistema stellare teegardens 12 anni luce dalla Terra come inteso nel 2019. Fonte: DARC 12345, CC0, via Wikimedia Commons

Questa nana rossa di appena l'8 % della massa del sole è nella costellazione dell'Ariete e può essere vista solo con potenti telescopi. È tra le stelle più vicine, a una distanza di circa 12 anni luce.

È stato scoperto nel 2002 e, oltre ad avere un notevole movimento, apparentemente ha pianeti nella zona abitabile così chiamata.

Lupo 359

Lupo 359

È un nano rosso variabile nella costellazione di Leo e distante quasi 8 anni luce dal nostro sole. Essendo una stella variabile, la sua luminosità aumenta periodicamente, sebbene le sue viscere non siano così intense come quelle del prossimo centauri.