NANA ROSSA: SCOPERTA, CARATTERISTICHE, EVOLUZIONE, COMPOSIZIONE - ARTE - 2025

Una nana rossa è una piccola stella fredda la cui massa è compresa tra 0,08 e 0,8 volte la massa del Sole. Sono le stelle più abbondanti e più longeve nell'universo: fino a tre quarti di tutte quelle conosciute finora. A causa della loro scarsa luminosità, non sono osservabili ad occhio nudo, nonostante siano numerose in prossimità del Sole: delle 30 stelle vicine, 20 sono nane rosse.

Il più notevole per la sua vicinanza a noi è Proxima Centauri, nella costellazione del Centauro, a 4,2 anni luce di distanza. Fu scoperto nel 1915 dall'astronomo scozzese Robert Innes (1861-1933).

Figura 1. La nana rossa Proxima Centauri fa parte del sistema stellare Alpha Centauri nella costellazione Centauri. Fonte: ESA / Hubble e NASA tramite Wikimedia Commons.

Tuttavia, prima della scoperta di Proxima Centauri, il telescopio dell'astronomo francese Joseph de Lalande (1732-1802) aveva già trovato la nana rossa Lalande 21185, nella costellazione dell'Orsa Maggiore.

Il termine "nana rossa" è usato per riferirsi a varie classi di stelle, comprese quelle con tipo spettrale K e M, così come nane brune, stelle che non sono realmente tali, perché non hanno mai avuto massa sufficiente per avviare il loro reattore interno.

I tipi spettrali corrispondono alla temperatura superficiale della stella e la sua luce si scompone in una serie di linee molto caratteristiche.

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

Il nostro Sole è di tipo spettrale G, di colore giallo e ha una temperatura superficiale compresa tra 5000 e 6000 K. Le stelle con un certo tipo spettrale hanno molte caratteristiche in comune, la più determinante delle quali è la massa. Secondo la massa di una stella, così sarà la sua evoluzione.

Caratteristiche delle nane rosse

Le nane rosse hanno alcune caratteristiche che le differenziano. Ne abbiamo già citati alcuni all'inizio:

-Piccola taglia.

-Bassa temperatura superficiale.

-Basso tasso di combustione del materiale.

-Bassa luminosità.

Massa

La massa, come abbiamo detto, è l'attributo principale che definisce la categoria raggiunta da una stella. Le nane rosse sono così abbondanti perché si formano più stelle di piccola massa che stelle massicce.

Ma, curiosamente, il tempo necessario per la formazione di stelle di piccola massa è più lungo che per stelle molto massicce. Questi crescono molto più velocemente perché la forza di gravità che compatta la materia al centro è maggiore, maggiore è la massa.

E sappiamo che è necessaria una certa quantità di massa critica affinché la temperatura sia appropriata, al fine di avviare le reazioni di fusione. In questo modo la star inizia la sua vita adulta.

Il Sole ha impiegato decine di milioni di anni per formarsi, ma una stella 5 volte più grande richiede meno di un milione di anni, mentre le più massicce possono iniziare a brillare a centinaia di migliaia.

Temperatura

La temperatura della superficie è, come già accennato, un'altra importante caratteristica che definisce le nane rosse. Dovrebbe essere inferiore a 5000K, ma non inferiore a 2000K, altrimenti è troppo bello per essere una vera star.

Gli oggetti stellari con una temperatura inferiore a 2000 K non possono avere un nucleo di fusione e sono stelle abortite, che non hanno mai raggiunto la massa critica: le nane brune.

Un'analisi più approfondita delle linee spettrali può garantire la differenza tra nana rossa e nana bruna. Ad esempio, l'evidenza del litio suggerisce che si tratta di una nana rossa, ma se è metano o ammoniaca è probabilmente una nana bruna.

Tipi spettrali e diagramma di Hertzsprung-Russell

Il diagramma Hertzsprung-Russell (diagramma HR) è un grafico che mostra le caratteristiche e l'evoluzione di una stella in base alle sue caratteristiche spettrali. Questo include la temperatura della superficie, che come abbiamo detto è un fattore determinante, così come la sua luminosità.

Le variabili che compongono il grafico sono la luminosità sull'asse verticale e la temperatura effettiva sull'asse orizzontale. È stato creato in modo indipendente all'inizio del 1900 dagli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Russell.

Figura 2. Diagramma HR che mostra le nane rosse nella sequenza principale, nell'angolo in basso a destra. Fonte: Wikimedia Commons. QUELLO .

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

OBAFGKM

Partiamo con le stelle più calde, quelle di tipo O, mentre le più fredde sono quelle di tipo M. Nella figura, i tipi spettrali sono nella parte inferiore del grafico, sulla barra colorata di blu a sinistra fino a raggiungere la rosso a destra.

All'interno di ogni tipo ci sono variazioni, poiché le righe spettrali hanno intensità diversa, quindi ogni tipo è diviso in 10 sottocategorie, indicate da numeri da 0 a 9. Più basso è il numero, più calda è la stella. Ad esempio il Sole è di tipo G2 e Proxima Centauri è M6.

La regione centrale del grafico, che corre approssimativamente in diagonale, è chiamata sequenza principale. La maggior parte delle stelle sono presenti, ma la loro evoluzione può portarle ad andarsene e collocarsi in altre categorie, come una gigante rossa o una nana bianca. Tutto dipende dalla massa della stella.

La vita delle nane rosse si svolge sempre nella sequenza principale e, per quanto riguarda il tipo spettrale, non tutte le nane di classe M sono nane rosse, sebbene la maggior parte lo sia. Ma in questa classe ci sono anche stelle supergiganti come Betelgeuse e Antares (in alto a destra nel diagramma HR).

Evoluzione

La vita di qualsiasi stella inizia con il collasso della materia interstellare grazie all'azione della gravità. Man mano che la materia si agglutina, ruota sempre più velocemente e si appiattisce in un disco, grazie alla conservazione del momento angolare. Al centro c'è la protostella, l'embrione per così dire della futura star.

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

L'accensione nel nucleo stabilizza la stella, perché compensa la forza gravitazionale, dando luogo all'equilibrio idrostatico. Ciò richiede una massa compresa tra 0,01 e 100 volte la massa del Sole. Se la massa è maggiore, il surriscaldamento provocherebbe una catastrofe che distruggerebbe la protostella.

Figura 3. In una nana rossa, la fusione dell'idrogeno nel nucleo bilancia la forza di gravità. Fonte: F. Zapata.

Una volta avviato il reattore a fusione e raggiunto l'equilibrio, le stelle finiscono nella sequenza principale del diagramma HR. Le nane rosse emettono energia molto lentamente, quindi la loro fornitura di idrogeno dura a lungo. Il modo in cui una nana rossa emette energia è attraverso il meccanismo della convezione.

La conversione energetica dell'idrogeno in elio viene effettuata nelle nane rosse mediante catene protone-protone, una sequenza in cui uno ione idrogeno si fonde con un altro. La temperatura influenza notevolmente il modo in cui avviene questa fusione.

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

Catena protone-protone

Questa reazione è molto comune nelle stelle che si sono appena unite alla sequenza principale, così come nelle nane rosse. Inizia così:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Dove e ⁺ è un positrone, identico in tutto all'elettrone, tranne che la sua carica è positiva e ν è un neutrino, una particella leggera ed elusiva. Per la sua parte ² ₁ H è deuterio o idrogeno pesante.

Poi succede:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

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

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 ( ¹ ₁ H)

In che modo la stella genera energia in questo modo? Ebbene, 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 = mc ²

Poiché questa reazione si verifica innumerevoli volte coinvolgendo un numero immenso di particelle, l'energia che si ottiene è enorme. Ma non è l'unica reazione che avviene all'interno di una stella, sebbene sia la più frequente nelle nane rosse.

Tempo di vita di una stella

La durata della vita di una stella dipende anche dalla sua massa. La seguente equazione è una stima di quel tempo:

T = M ^-2,5

Qui T è il tempo e M è la massa. L'uso delle lettere maiuscole è appropriato, visti i tempi e l'enormità della massa.

Una stella come il Sole vive per circa 10 miliardi di anni, ma una stella 30 volte la massa del Sole vive 30 milioni di anni e un'altra ancora più massiccia può vivere per circa 2 milioni di anni. Ad ogni modo, è un'eternità per gli umani.

Le nane rosse vivono molto più a lungo di così, grazie alla parsimonia con cui spendono il loro combustibile nucleare. In termini di tempo così come lo sperimentiamo, una nana rossa dura per sempre, perché il tempo necessario per esaurire l'idrogeno dal nucleo supera l'età stimata dell'Universo.

Nessuna nana rossa è ancora morta, quindi tutto ciò che si può speculare su quanto tempo vivranno e quale sarà la loro fine è dovuto alle simulazioni al computer di modelli creati con le informazioni che abbiamo su di loro.

Secondo questi modelli, gli scienziati prevedono che quando una nana rossa esaurisce l'idrogeno si trasformerà in una nana blu.

Nessuno ha mai visto una stella di questo tipo, ma quando l'idrogeno svanisce, una nana rossa non si espande in una stella gigante rossa, come un giorno farà il nostro Sole. Aumenta semplicemente la sua radioattività e con essa la sua temperatura superficiale, diventando blu.

Composizione delle nane rosse

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

Per questo motivo, la composizione delle nane rosse è simile a quella del Sole, anche se le righe spettrali differiscono notevolmente a causa della temperatura. Quindi se una stella ha linee di idrogeno deboli, non significa che manchi di questo elemento.

Nelle nane rosse ci sono tracce di altri elementi più pesanti, che gli astronomi chiamano "metalli".

In astronomia, questa definizione non coincide con ciò che è comunemente inteso come metallo, poiché qui è usato per riferirsi a qualsiasi elemento, ad eccezione dell'idrogeno e dell'elio.

Formazione

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

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

Un problema che preoccupa gli astronomi e resta da chiarire è il fatto che le nane rosse contengono elementi più pesanti dell'idrogeno, dell'elio e del litio.

Da un lato, la teoria del Big Bang prevede che le prime stelle formate debbano essere composte solo dai tre elementi più leggeri. Tuttavia, sono stati rilevati elementi pesanti nelle nane rosse.

E se nessuna nana rossa è ancora morta, significa che le prime nane rosse che si sono formate devono essere ancora là fuori da qualche parte, tutte composte da elementi leggeri.

Quindi le nane rosse potrebbero essersi formate in seguito, perché la presenza di elementi pesanti è richiesta nella loro creazione. O che ci siano nane rosse di prima generazione, ma essendo così piccole e con una luminosità così bassa, non sono ancora state scoperte.

Esempi di nane rosse

Avanti Centauri

È distante 4,2 anni luce e ha una massa equivalente a un ottavo di quella del Sole, ma 40 volte più densa. Proxima ha un forte campo magnetico, che lo rende soggetto a flare.

Proxima ha anche almeno un pianeta conosciuto: Proxima Centauri b, svelato nel 2016. Ma si ritiene che sia stato spazzato via dai bagliori che la stella emette frequentemente, quindi è improbabile che possa ospitare la vita, almeno non come che sappiamo, poiché le emissioni della stella contengono raggi X.

Barnard's Star

Figura 4. Confronto delle dimensioni tra il Sole, la stella di Barnard e il pianeta Giove. Fonte: Wikimedia Commons.

È una nana rossa molto vicina, distante 5,9 anni luce, la cui caratteristica principale è la sua grande velocità, circa 90 km / s in direzione del Sole.

È visibile attraverso i telescopi e, come Proxima, è anche soggetto a razzi e razzi. Recentemente, è stato scoperto un pianeta in orbita attorno alla stella di Barnard.

Teegarden Star

Questa nana rossa di solo l'8% della massa del Sole si trova 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 movimento proprio notevole, sembra avere pianeti nella cosiddetta zona abitabile.

Lupo 359

È una nana rossa variabile nella costellazione del Leone e dista quasi 8 anni luce dal nostro Sole. Essendo una stella variabile, la sua luminosità aumenta periodicamente, sebbene i suoi bagliori non siano così intensi come quelli di Proxima Centauri.

Riferimenti

1. Adams, F. nane rosse e la fine della sequenza principale. Estratto da: astroscu.unam.mx.
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