ANÃ VERMELHA: DESCOBERTA, CARACTERÍSTICAS, EVOLUÇÃO, COMPOSIÇÃO - ARTE - 2024

Uma anã vermelha é uma estrela pequena e fria cuja massa está entre 0,08 e 0,8 vezes a massa do Sol. Elas são as estrelas mais abundantes e de vida mais longa do universo: até três quartos de todas as estrelas conhecidas até agora. Devido à sua baixa luminosidade, não são observáveis ​​a olho nu, apesar de serem numerosas nas proximidades do Sol: das 30 estrelas próximas, 20 são anãs vermelhas.

O mais notável por sua proximidade de nós é Proxima Centauri, na constelação de Centaurus, a 4,2 anos-luz de distância. Foi descoberto em 1915 pelo astrônomo escocês Robert Innes (1861-1933).

Figura 1. A anã vermelha Proxima Centauri faz parte do sistema estelar Alpha Centauri na constelação de Centauri. Fonte: ESA / Hubble e NASA via Wikimedia Commons.

Porém, antes da descoberta de Proxima Centauri, o telescópio do astrônomo francês Joseph de Lalande (1732-1802) já havia encontrado a anã vermelha Lalande 21185, na constelação da Ursa Maior.

O termo "anã vermelha" é usado para se referir a várias classes de estrelas, incluindo aquelas com tipos espectrais K e M, bem como anãs marrons, estrelas que não são realmente tais, porque nunca tiveram massa suficiente para iniciar seu reator interno.

Os tipos espectrais correspondem à temperatura da superfície da estrela, e sua luz se divide em uma série de linhas muito características.

Por exemplo, o tipo espectral K tem entre 5000 e 3500 K de temperatura e corresponde a estrelas amarelo-laranja, enquanto a temperatura do tipo M é inferior a 3500 K e são estrelas vermelhas.

Nosso Sol é do tipo espectral G, de cor amarela e uma temperatura de superfície entre 5.000 e 6.000 K. Estrelas com um certo tipo espectral têm muitas características em comum, sendo a mais determinante delas a massa. De acordo com a massa de uma estrela, assim será sua evolução.

Características das anãs vermelhas

As anãs vermelhas têm certas características que as diferenciam. Já mencionamos alguns no início:

-Pequeno tamanho.

-Baixa temperatura da superfície.

-Baixa taxa de combustão do material.

-Baixa luminosidade.

Massa

A massa, como já dissemos, é o principal atributo que define a categoria que uma estrela atinge. As anãs vermelhas são tão abundantes porque mais estrelas de baixa massa são formadas do que estrelas massivas.

Mas, curiosamente, o tempo que leva para estrelas de baixa massa se formarem é mais longo do que para estrelas muito massivas. Elas crescem muito mais rápido porque a força da gravidade que compacta a matéria no centro é maior, quanto mais massa existe.

E sabemos que uma certa quantidade de massa crítica é necessária para que a temperatura seja adequada, a fim de iniciar as reações de fusão. Desta forma, a estrela começa sua vida adulta.

O Sol levou dezenas de milhões de anos para se formar, mas uma estrela 5 vezes maior requer menos de um milhão de anos, enquanto as mais massivas podem começar a brilhar às centenas de milhares.

Temperatura

A temperatura da superfície é, como já mencionado, outra característica importante que define as anãs vermelhas. Deve ser menor que 5000K, mas não menor que 2000K, caso contrário, é muito legal para ser uma estrela verdadeira.

Objetos estelares com temperatura inferior a 2.000 K não podem ter núcleo de fusão e são estrelas abortadas que nunca alcançaram massa crítica: anãs marrons.

Uma análise mais profunda das linhas espectrais pode garantir a diferença entre a anã vermelha e a anã marrom. Por exemplo, evidências de lítio sugerem que é uma anã vermelha, mas se for metano ou amônia, provavelmente é uma anã marrom.

Tipos espectrais e diagrama Hertzsprung-Russell

O diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR) é um gráfico que mostra as características e evolução de uma estrela de acordo com suas características espectrais. Isso inclui a temperatura da superfície, que como já dissemos é um fator determinante, assim como sua luminosidade.

As variáveis ​​que compõem o gráfico são luminosidade no eixo vertical e temperatura efetiva no eixo horizontal. Foi criado de forma independente no início de 1900 pelos astrônomos Ejnar Hertzsprung e Henry Russell.

Figura 2. Diagrama de RH mostrando anãs vermelhas na sequência principal, no canto inferior direito. Fonte: Wikimedia Commons. ISSO.

De acordo com seu espectro, as estrelas são agrupadas de acordo com a classificação espectral de Harvard, indicando a temperatura da estrela na seguinte seqüência de letras:

OBAFGKM

Começamos com as estrelas mais quentes, tipo O, enquanto as mais frias são tipo M. Na figura, os tipos espectrais estão na parte inferior do gráfico, na barra de cor azul à esquerda até atingir o vermelho à direita.

Dentro de cada tipo existem variações, já que as linhas espectrais têm intensidades diferentes, então cada tipo é dividido em 10 subcategorias, denotadas por números de 0 a 9. Quanto menor o número, mais quente a estrela. Por exemplo, o Sol é do tipo G2 e Proxima Centauri é M6.

A região central do gráfico, que funciona quase na diagonal, é chamada de sequência principal. A maioria das estrelas está lá, mas sua evolução pode levá-las a sair e se colocar em outras categorias, como gigante vermelha ou anã branca. Tudo depende da massa da estrela.

A vida das anãs vermelhas sempre ocorre na sequência principal e, quanto ao tipo espectral, nem todas as anãs da classe M são anãs vermelhas, embora a maioria seja. Mas nesta classe também existem estrelas supergigantes, como Betelgeuse e Antares (canto superior direito do diagrama HR).

Evolução

A vida de qualquer estrela começa com o colapso da matéria interestelar graças à ação da gravidade. À medida que a matéria se aglutina, ela gira cada vez mais rápido e se achata em um disco, graças à conservação do momento angular. No centro está a protoestrela, o embrião, por assim dizer, da futura estrela.

Com o passar do tempo, a temperatura e a densidade aumentam, até que uma massa crítica é atingida, na qual o reator de fusão inicia sua atividade. Esta é a fonte de energia da estrela em seu tempo futuro e requer uma temperatura central de cerca de 8 milhões de K.

A ignição no núcleo estabiliza a estrela, pois compensa a força gravitacional, dando origem ao equilíbrio hidrostático. Isso requer uma massa entre 0,01 e 100 vezes a massa do Sol. Se a massa for maior, o superaquecimento causaria uma catástrofe que destruiria a proto-estrela.

Figura 3. Em uma anã vermelha, a fusão do hidrogênio no núcleo equilibra a força da gravidade. Fonte: F. Zapata.

Uma vez que o reator de fusão é iniciado e o equilíbrio é alcançado, as estrelas terminam na sequência principal do diagrama HR. As anãs vermelhas emitem energia muito lentamente, então seu suprimento de hidrogênio dura muito tempo. A forma como uma anã vermelha emite energia é através do mecanismo de convecção.

A conversão do hidrogênio em hélio para a produção de energia é realizada nas anãs vermelhas por cadeias próton-próton, uma sequência na qual um íon de hidrogênio se funde com outro. A temperatura influencia muito a maneira como essa fusão ocorre.

Uma vez que o hidrogênio se esgota, o reator da estrela para de funcionar e o processo de resfriamento lento começa.

Cadeia próton-próton

Essa reação é muito comum em estrelas que acabaram de ingressar na sequência principal, bem como em anãs vermelhas. Começa assim:

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν

Onde e ⁺ é um pósitron, idêntico em tudo ao elétron, exceto que sua carga é positiva e ν é um neutrino, uma partícula leve e elusiva. Por sua vez, ² ₁ H é deutério ou hidrogênio pesado.

Então acontece:

¹ ₁ H + ² ₁ H → ³ ₂ He + γ

Neste último, γ simboliza um fóton. Ambas as reações ocorrem duas vezes, para resultar em:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 (¹ ₁ H)

Como a estrela gera energia fazendo isso? Bem, existe uma ligeira diferença na massa das reações, uma pequena perda de massa que se transforma em energia de acordo com a famosa equação de Einstein:

E = mc ²

Como essa reação ocorre inúmeras vezes envolvendo um número imenso de partículas, a energia obtida é enorme. Mas não é a única reação que ocorre dentro de uma estrela, embora seja a mais frequente nas anãs vermelhas.

Tempo de vida de uma estrela

A duração da vida de uma estrela também depende de sua massa. A seguinte equação é uma estimativa desse tempo:

T = M ^-2,5

Aqui, T é o tempo e M é a massa. O uso de letras maiúsculas é adequado, devido ao tempo e à enormidade da missa.

Uma estrela como o Sol vive por cerca de 10 bilhões de anos, mas uma estrela 30 vezes a massa do Sol vive 30 milhões de anos e outra ainda mais massiva pode viver por cerca de 2 milhões de anos. De qualquer forma, é uma eternidade para os humanos.

As anãs vermelhas vivem muito mais do que isso, graças à parcimônia com que gastam seu combustível nuclear. Para os propósitos de tempo que experimentamos, uma anã vermelha dura para sempre, porque o tempo que leva para esgotar o hidrogênio do núcleo excede a idade estimada do Universo.

Nenhuma anã vermelha morreu ainda, então tudo o que pode ser especulado sobre quanto tempo elas vivem e qual será seu fim é devido às simulações de computador de modelos criados com as informações que temos sobre elas.

De acordo com esses modelos, os cientistas prevêem que, quando uma anã vermelha ficar sem hidrogênio, ela se transformará em uma anã azul.

Ninguém jamais viu uma estrela desse tipo, mas à medida que o hidrogênio se esgota, uma anã vermelha não se expande em uma estrela gigante vermelha, como nosso Sol fará um dia. Simplesmente aumenta sua radioatividade e com ela sua temperatura de superfície, tornando-se azul.

Composição de anãs vermelhas

A composição das estrelas é muito semelhante, na maioria das vezes são enormes bolas de hidrogênio e hélio. Eles retêm alguns dos elementos que estavam presentes no gás e na poeira que lhes deu origem, portanto, também contêm traços dos elementos que as estrelas precedentes ajudaram a criar.

Por esta razão, a composição das anãs vermelhas é semelhante à do Sol, embora as linhas espectrais difiram significativamente devido à temperatura. Portanto, se uma estrela tem linhas fracas de hidrogênio, isso não significa que ela não tenha esse elemento.

Nas anãs vermelhas, há traços de outros elementos mais pesados, que os astrônomos chamam de "metais".

Em astronomia, essa definição não coincide com o que é comumente entendido como metal, uma vez que é usado aqui para se referir a qualquer elemento, exceto hidrogênio e hélio.

Treinamento

O processo de formação de estrelas é complexo e afetado por inúmeras variáveis. Há muito que ainda não se sabe sobre esse processo, mas acredita-se que seja o mesmo para todas as estrelas, conforme descrito nos segmentos anteriores.

O fator que determina o tamanho e a cor de uma estrela, associado à sua temperatura, é a quantidade de matéria que ela consegue agregar graças à força da gravidade.

Uma questão que preocupa os astrônomos e ainda precisa ser elucidada é o fato de que as anãs vermelhas contêm elementos mais pesados ​​que o hidrogênio, o hélio e o lítio.

Por outro lado, a teoria do Big Bang prevê que as primeiras estrelas formadas devem ser compostas apenas dos três elementos mais leves. No entanto, elementos pesados ​​foram detectados em anãs vermelhas.

E se nenhuma anã vermelha morreu ainda, isso significa que as primeiras anãs vermelhas que se formaram ainda devem estar lá em algum lugar, todas feitas de elementos leves.

Então, as anãs vermelhas podem ter se formado mais tarde, porque a presença de elementos pesados ​​é necessária em sua criação. Ou que existam anãs vermelhas de primeira geração, mas sendo tão pequenas e com tão baixa luminosidade, ainda não foram descobertas.

Exemplos de anãs vermelhas

Próximo Centauri

Está a 4,2 anos-luz de distância e tem uma massa equivalente a um oitavo da do Sol, mas 40 vezes mais densa. Proxima tem um forte campo magnético, o que o torna sujeito a chamas.

Proxima também tem pelo menos um planeta conhecido: Proxima Centauri b, revelado em 2016. Mas acredita-se que tenha sido levado pelas chamas que a estrela emite frequentemente, então é improvável que abrigue vida, pelo menos não como isso nós sabemos, já que as emissões da estrela contêm raios-X.

Estrela de Barnard

Figura 4. Comparação de tamanhos entre o Sol, a estrela de Barnard e o planeta Júpiter. Fonte: Wikimedia Commons.

É uma anã vermelha muito próxima, a 5,9 anos-luz de distância, cuja principal característica é sua grande velocidade, cerca de 90 km / s na direção do sol.

É visível por meio de telescópios e, como Proxima, também é propenso a flares e flares. Recentemente, um planeta foi descoberto orbitando a estrela de Barnard.

Teegarden Star

Esta anã vermelha de apenas 8% da massa do Sol está na constelação de Áries e só pode ser vista com poderosos telescópios. Está entre as estrelas mais próximas, a uma distância de cerca de 12 anos-luz.

Foi descoberto em 2002 e além de ter um movimento próprio notável, parece ter planetas na chamada zona habitável.

Wolf 359

É uma anã vermelha variável na constelação de Leão e está a quase 8 anos-luz de distância do nosso Sol. Por ser uma estrela variável, sua luminosidade aumenta periodicamente, embora suas labaredas não sejam tão intensas quanto as da Proxima Centauri.

Referências

1. Adams, F. Anãs vermelhas e o fim da seqüência principal. Recuperado de: astroscu.unam.mx.
2. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2ª Edição. Pearson.
3. Cosmos. Anãs Vermelhas. Recuperado de: astronomy.swin.edu.au.
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5. Taylor, N. Red Dwarfs: The Most Common and Longest-Lived Stars. Recuperado de: space.com.
6. Fraknoi, A. The Spectra of Stars (and Brown Dwarfs). Recuperado de: phys.libretexts.org.