Anã vermelha

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Ir para: navegação, pesquisa

Uma estrela anã-vermelha, de acordo com o Diagrama de Hertzsprung-Russell é uma estrela pequena e relativamente fria da sequência principal. O seu tipo espectral pode ser K ou M. As anãs-vermelhas constituem a vasta maioria das estrelas e sua massa é menor que a metade da massa do Sol (entre 0,075 e 0,5 massas solares). A temperatura de superfície é menor que 3500 K.

Características físicas[editar | editar código-fonte]

Concepção artística de uma anã vermelha.

As anãs vermelhas são estrelas de muito baixa massa, inferior a 40% da massa do Sol.[1] A sua temperatura à superfície é relativamente baixa e a energia é gerada a um ritmo lento pela fusão nuclear do hidrogênio em hélio através da cadeia próton-próton. Consequentemente, estas estrelas emitem pouca luz, com uma luminosidade que em alguns casos apenas atinge 1/10 000 da luminosidade solar. Até mesmo a anã vermelha maior tem somente cerca de 10% da luminosidade do Sol.[2]

Em geral, nas anãs vermelhas, o transporte de energia do interior para a superfície é por convecção. Isto ocorre porque a radiação é muito difícil, devido à opacidade do interior, que tem uma densidade relativamente alta comparada com a temperatura e é mais difícil para os fotões viajarem para a superfície, de modo que a convecção torna-se mais eficiente para a transmissão da energia.[3]

Ao serem as anãs vermelhas totalmente convectivas, o hélio não se aglomera no núcleo e, comparado com estrelas maiores, como o Sol, podem queimar uma proporção maior do seu hidrogênio antes de abandonar a sequência principal. O resultado é que a vida estimada das anãs vermelhas supera a idade estimada do Universo, possivelmente de 200 000 milhões a vários bilhões de anos, pelo qual as estrelas com menos de 0,8 massas solares não tiveram tempo de deixar a sequência principal. As anãs vermelhas de menor massa têm vidas ainda mais longas, o que implica que a sua evolução tem de se estudar mediante modelos matemáticos ao não dispor de suficientes dados por observação.

Tais modelos sugestionam que a massa mínima das estrelas que se podem tornar em gigantes vermelhas é de 0,25 massas solares; as de massa inferior aumentam a sua temperatura superficial -e, portanto, a sua luminosidade- sem aumentarem o seu tamanho, tornando-se anãs azuis, e daí finalmente em anãs brancas. Este processo é muito lento e tanto mais quanto menor seja a massa da estrela, estimando-se que, por exemplo, uma de 0,25 massas solares permanece mil milhões de anos na sequência principal, e as menores existentes atualmente, de 0,08 massas solares, 12 mil milhões de anos.[4]

Para uma estrela de 0,16 massas solares, por exemplo, acredita-se que a fase de anã azul chegaria após algo mais de 2,5 bilhões de anos na sequência principal, e duraria cerca de 5 mil milhões de anos, durante os quais a estrela terá 1/3 da luminosidade do Sol e uma temperatura superficial que chegará até cerca de 8500 kelvins no final desta fase, pelo qual se houver planetas em órbita em redor desta e que até então tivessem temperaturas baixas, poderiam descongelar-se e dar novamente uma oportunidade a que a vida florescesse.[5]

O fato de as anãs vermelhas e outras estrelas de massa baixa permanecerem na sequência principal enquanto as estrelas mais massivas a abandonaram, permite estimar a idade dos aglomerados estelares, encontrando a massa a partir da qual as estrelas deixaram a sequência principal. Isto proporciona um limite inferior para a idade do Universo, bem como permite colocar escalas de tempo de formação nas estruturas existentes dentro da Via Látea, tais como o halo galáctico e o disco galáctico.

Um mistério ainda não solucionado desde 2007 é a ausência de anãs vermelhas sem metais, entendendo por metal qualquer elemento mais pesado que o hidrogênio ou o hélio. O modelo do Big Bang predisse que a primeira geração de estrelas somente deveria ter hidrogênio, hélio e traças de lítio. Se entre estas estrelas existissem anãs vermelhas, estas ainda deveriam ser observáveis na atualidade, mas nenhuma foi identificada ainda. A explicação preferida consiste em que, sem elementos pesados, apenas podem formarem-se estrelas grandes de População III (ainda não descobertas), que depressa fusionam elementos pesados que depois são incorporados na formação das anãs vermelhas. Outras explicações alternativas, como que as anãs vermelhas de idade zero na sequência principal são ténues e muito escassas, são considerados muito menos prováveis, pois parece que entram em conflito com os modelos de evolução estelar.

As anãs vermelhas são a classe de estrelas mais comum na galáxia, pelo menos na vizinhança do Sistema Solar. Proxima Centauri, a estrela mais próxima ao Sol, é uma anã vermelha de tipo espectral M5 e magnitude aparente 11,05; das trinta estrelas mais próximas, vinte são anãs vermelhas (*). Contudo, devido à sua baixa luminosidade, as anãs vermelhas não pode ser observadas facilmente às distâncias interestelares nas quais sim observamos outras classes de estrelas; de fato, nenhuma anã vermelha é visível à simples vista.[6]

Exemplos de anãs vermelhas[editar | editar código-fonte]

Na tabela seguinte figuram as características principais de algumas anãs vermelhas, ordenadas segundo o seu tipo espectral.

Estrela Tipo
Espectral
Massa
(Msol)
Raio
(Rsol)
Luminosidade
(Lsol)
Distância
(Anos 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
Proxima 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 planetários[editar | editar código-fonte]

Concepção artística de um planeta orbitando uma anã vermelha.

Embora a maior parte dos exoplanetas descobertos orbitem ao redor de anãs amarelas similares ao Sol, são conhecidos sistemas planetários ao redor de anãs vermelhas. Ao serem tão ténues no espectro visível, as anãs vermelhas são objetivos difíceis para obter velocidades Doppler precisas; por isso supõem somente 5% dos objetivos atuais na procura de planetas. Especula-se que podem albergar menos planetas do que as estrelas de tipo G ou que estes podem ser menos massivos, como consequência do menor tamanho dos seus discos protoplanetários.[7]

Contudo, devido à sua pequena massa e baixa temperatura superficial, esta classe de estrelas constituem os objetivos mais prometedores à hora de buscar planetas terrestres potencialmente habitáveis. Ao ser as estrelas menos massivas, experimentam as maiores acelerações como resposta à presença de um planeta orbitando em torno delas. Isso levou à descoberta do primeiro exoplaneta com uma massa comparável à de NeptunoGliese 436 b— assim como ao da primeira "Super-Terra", ao redor de Gliese 876. A zona habitável em torno destas estrelas fica a distâncias compreendidas entre 0,1 e 0,2 UA, correspondendo a períodos orbitais entre 20 e 50 dias.[8]

Na seguinte tabela figuram aquelas anãs vermelhas próximas ao Sistema Solar em onde se descobriram exoplanetas.

Estrela Tipo
Espectral
Distância
(Anos luz)
Planetas conhecidos
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 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 poderia ser uma estrela subanã de muito baixa metalicidade.

Gliese 876 b, descoberto em 1999, foi o primeiro exoplaneta conhecido orbitando em redor de uma anã vermelha. Gliese 581 tem pelo menos quatro planetas; dois deles, Gliese 581 c e Gliese 581 e, orbitam na Zona habitável da estrela e, entre os exoplanetas descobertos por enquanto, são prováveis candidatos a ser habitáveis.[9]

Referências

  1. Late stages of evolution for low-mass stars (10 de novembro de 2004).
  2. Chabrier, G.; Baraffe, I.; Plez, B.. (1996). "Mass-Luminosity Relationship and Lithium Depletion for Very Low Mass Stars" 459: L91–L94. DOI:10.1086/309951.
  3. Padmanabhan, Thánu. Theoretical Astrophysics. [S.l.: s.n.], 2001. 96-99 pp. ISBN 0-521-56241-4.
  4. Adams, F. C.; Graves, G. J. M.; Laughlin, G.. (2004). "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence" 22: 46–L49.
  5. Ver referência anterior
  6. http://kencroswell.com/thebrightestreddwarf.html "The Brightest Rede Dwarf", by Ken Croswell (Accessed 6/7/08)
  7. Bailey, Jeremy; Butler, R. Paul; Tinney, C. G.; Jones, Hugh R. A.; O'Toole, Simon; Carter, Brad D. & Marcy, Geoffrey W.A. (2008). ":0809.0172 Jupiter-like Planet Orbiting the Nearby M Dwarf GJ832". 16 pagens.
  8. 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" 715 (1). pp. 271-276.
  9. SPACE.com - Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life (2007)

Ver também[editar | editar código-fonte]


Ícone de esboço Este artigo sobre astronomia é um esboço. Você pode ajudar a Wikipédia expandindo-o.