Enana roja: qué es, características, evolución, composición
¿Qué es una enana roja?
Una enana roja es una estrella pequeña y fría cuya masa está comprendida entre 0.08 y 0.8 veces la masa del Sol. Son las estrellas más abundantes y longevas en el universo: hasta tres cuartas partes de todas las conocidas hasta ahora. Debido a su baja luminosidad, no son observables a simple vista, pese a ser numerosas en la vecindad del Sol: de 30 estrellas cercanas, 20 son enanas rojas.
La más notable por su cercanía a nosotros es Próxima Centauri, en la constelación del Centauro, a 4.2 años luz de distancia. Fue descubierta en 1915 por el astrónomo escocés Robert Innes (1861-1933).
Sin embargo antes de que Próxima Centauri fuese descubierta, el telescopio del astrónomo francés Joseph de Lalande (1732-1802) ya había dado con la enana roja Lalande 21185, en la constelación de la Osa Mayor.
El término “enana roja” se utiliza para denominar varias clases de estrellas, incluyendo a aquellas con tipo espectral K y M, así como las enanas marrones, estrellas que realmente no son tales, porque nunca llegaron a tener masa suficiente como para iniciar su reactor interno.
Los tipos espectrales se corresponden con la temperatura superficial de la estrella, y su luz se descompone en una serie de rayas muy características.
Por ejemplo, el tipo espectral K tiene entre 5000 y 3500 K de temperatura y corresponde a estrellas amarillo-naranja, mientras que la temperatura del tipo M es menor de 3500 K y son estrellas rojas.
Nuestro Sol es de tipo espectral G, de color amarillo y temperatura superficial entre 5000 y 6000 K. La estrellas con un determinado tipo espectral tienen muchas características en común, siendo la más determinante de todas ellas la masa. Según la masa de una estrella, así será su evolución.
Características de las enanas rojas
Las enanas rojas poseen ciertas características que las diferencias. Ya hemos mencionado algunas al comienzo:
- Pequeño tamaño.
- Temperatura superficial baja.
- Bajo ritmo de combustión de material.
- Escasa luminosidad.
Masa
La masa, como hemos dicho, es el atributo principal que define la categoría que una estrella alcanza. Las enanas rojas son tan abundantes porque se forman más estrellas de baja masa que estrellas masivas.
Pero curiosamente, el tiempo que tardan en formarse las estrellas con poca masa es mayor que el de las estrellas muy masivas. Estas crecen mucho más aprisa porque la fuerza de gravedad que compacta la materia en el centro es mayor, conforme más masa existe.
Y sabemos que se requiere cierta cantidad de masa crítica para que la temperatura sea apropiada, a fin de iniciar las reacciones de fusión. De esta forma la estrella da comienzo a su vida adulta.
El Sol necesitó decenas de millones de años para formarse, pero una estrella 5 veces mayor requiere menos de un millón de años, mientras que las más masivas pueden empezar a brillar en cientos de miles.
Temperatura
La temperatura de la superficie es, como ya se dijo otra importante característica que define a las enanas rojas. Debe ser menor a 5000 K, pero no menor a 2000 K, de lo contrario es demasiado fría para ser una verdadera estrella.
Los objetos estelares con temperatura menor a 2000 K no pueden tener un núcleo de fusión y se trata de estrellas abortadas, que nunca alcanzaron la masa crítica: enanas marrones.
Análisis más profundo de las líneas espectrales pueden asegurar la diferencia entre enana roja y enana marrón. Por ejemplo, indicios de litio apuntan a que se trata de una enana roja, pero si es metano o amoníaco probablemente sea una enana marrón.
Tipos espectrales y diagrama de Hertzsprung-Russell
El diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) es un gráfico que muestra las características y la evolución de una estrella según sus características espectrales. Esto incluye la temperatura de la superficie, que como hemos dicho es un factor determinante, así como su luminosidad.
Las variables que componen el gráfico son luminosidad en el eje vertical y temperatura efectiva en el eje horizontal. Fue creado de manera independiente a comienzos del siglo XX por los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Russell.
Según su espectro, las estrellas se agrupan de acuerdo a la clasificación espectral de Harvard, indicando la temperatura de la estrella en la siguiente secuencia de letras:
O B A F G K M
Se comienza por las estrellas más calientes, las de tipo O, mientras que las más frías son las de tipo M. En la imagen superior los tipos espectrales están en la parte inferior del gráfico, sobre la barra coloreada de azul a la izquierda hasta llegar al rojo a la derecha.
Dentro de cada tipo existen variaciones, ya que las líneas espectrales tienen distinta intensidad, entonces cada tipo se divide a su vez en 10 subcategorías, denotados por números del 0 hasta el 9. Mientras menor es el número, más caliente es la estrella. Por ejemplo el Sol es tipo G2 y Próxima Centauri es M6.
La región central del gráfico, que discurre en forma de diagonal aproximada se llama secuencia principal. La mayor parte de las estrellas se encuentra allí, pero su evolución puede llevarlas a salir y ubicarse en otras categorías, como por ejemplo gigante roja o enana blanca. Todo depende de la masa de la estrella.
La vida de las enanas rojas transcurre siempre en la secuencia principal, y en cuanto al tipo espectral, no todas las de clase M son enanas rojas, aunque la mayoría lo son. Pero en esta clase también hay estrellas supergigantes como Betelgeuse y Antares (arriba a la derecha del diagrama H-R).
Evolución
La vida de cualquier estrella comienza con el colapso de la materia interestelar gracias a la acción de la gravedad. A medida que la materia se aglutina, gira cada vez más rápido y se achata formando un disco, gracias a la conservación del momento angular. En el centro se encuentra la protoestrella, el embrión por así decirlo de la futura estrella.
Conforme pasa el tiempo, la temperatura y la densidad van en aumento, hasta que se llega a una masa crítica, en la cual el reactor de fusión inicia su actividad. Esta es la fuente de energía de la estrella en su tiempo por venir y requiere de una temperatura en el núcleo de unos 8 millones de K.
La ignición en el núcleo estabiliza la estrella, porque compensa a la fuerza gravitacional, dando lugar a que aparezca el equilibrio hidrostático. Para ello es necesario una masa comprendida entre 0.01 y 100 veces la masa del Sol. Si la masa es mayor, el sobrecalentamiento causaría una catástrofe que destruiría la protoestrella.
Una vez puesto en marcha el reactor de fusión y logrado el equilibrio, las estrellas van a parar a la secuencia principal del diagrama H-R. Las enanas rojas emiten energía muy lentamente, así que la provisión de hidrógeno les dura mucho. La forma en que una enana roja emite energía es mediante el mecanismo de convección.
La conversión de hidrógeno en helio que produce la energía se lleva a cabo en las enanas rojas por cadenas protón-protón, una secuencia en la cual un ion hidrógeno se fusiona con otro. La temperatura influye mucho en el modo en que se lleva a cabo esta fusión.
Una vez agotado el hidrógeno, el reactor de la estrella deja de funcionar y comienza el lento proceso de enfriamiento.
Cadena protón-protón
Esta reacción es muy frecuente en las estrellas que recién se incorporan a la secuencia principal, así como en las enanas rojas. Comienza así:
1 1H + 11H → 21H + e+ + ν
Donde e+ es un positrón, idéntico en todo al electrón, salvo que su carga es positiva y ν es un neutrino, una partícula ligera y huidiza. Por su parte 21H es deuterio o hidrógeno pesado.
Seguidamente ocurre:
1 1H + 21H → 32He + γ
En esta última, γ simboliza un fotón. Ambas reacciones ocurren dos veces, para dar lugar a:
32He + 32He → 42He + 2(1 1H)
¿Cómo genera energía la estrella haciendo esto? Bien, hay una ligera diferencia en la masa de las reacciones, una pequeña pérdida de masa que se transforma en energía según la famosa ecuación de Einstein:
E = mc2
Como esta reacción ocurre incontables veces involucrando una inmensa cantidad de partículas, la energía que se obtiene es enorme. Pero no es la única reacción que tiene lugar en el interior de una estrella, aunque sí la más frecuente en las enanas rojas.
Tiempo de vida de una estrella
El tiempo que vive una estrella también depende de su masa. La siguiente ecuación es un estimado de ese tiempo:
T = M-2.5
Aquí T es el tiempo y M la masa. El uso de mayúsculas es apropiado, debido a lo largo del tiempo y a la enormidad de la masa.
Una estrella como el Sol vive unos 10.000 millones de años, pero una estrella de 30 veces la masa solar vive 30 millones de años y otra aún más masiva puede vivir cerca de 2 millones de años. Sea como sea es una eternidad para los humanos.
Las enanas rojas viven muchísimo más que eso, gracias a la parsimonia con la que gastan su combustible nuclear. A efectos del tiempo tal como lo experimentamos nosotros, una enana roja dura para siempre, porque el tiempo que tarda en agotar el hidrógeno del núcleo supera a la edad estimada del Universo.
Ninguna enana roja ha muerto aún, así que todo lo que se puede especular acerca de cuánto viven y cuál será su final, se debe a las simulaciones por computadora de modelos creados con la información que se tiene acerca de ellas.
De acuerdo a estos modelos, los científicos predicen que cuando una enana roja agote el hidrógeno se transformará en una enana azul.
Nadie ha visto nunca una estrella de esta clase, pero a medida que el hidrógeno se acaba, una enana roja no se expande hasta volverse una estrella gigante roja, como lo hará nuestro Sol algún día. Sencillamente aumenta su radioactividad y con ello su temperatura superficial, tornándose azul.
Composición de las enanas rojas
La composición de las estrellas es muy semejante, en su mayor parte son enormes bolas de hidrógeno y helio. Retienen parte de los elementos que estuvieron presentes en el gas y el polvo que les dieron origen, así que también contienen trazas de los elementos que las estrellas precedentes ayudaron a crear.
Por ello la composición de las enanas rojas es semejante a la del Sol, aunque las líneas espectrales difieren sensiblemente a causa de la temperatura. De manera que si una estrella tiene líneas de hidrógeno débiles, no significa que carezca de este elemento.
En las enanas rojas hay trazas de otros elementos más pesados, a los cuales los astrónomos llaman “metales”.
En astronomía esa definición no coincide con lo que se entiende comúnmente como metal, ya que aquí se usa para referirse a cualquier elemento, salvo el hidrógeno y el helio.
Formación
El proceso de formación estelar es complejo y está afectado por numerosas variables. Hay mucho que aún se desconoce acerca de este proceso, pero se cree que es el mismo para todas las estrellas, tal como se describió en los segmentos anteriores.
El factor que determina el tamaño y el color de una estrella, asociado a su temperatura, es la cantidad de materia que consigue agregar gracias a la fuerza de gravedad.
Una cuestión que preocupa a los astrónomos y que aún está sin dilucidar es el hecho de que las enanas rojas contienen elementos más pesados que el hidrógeno, el helio y el litio.
Por un lado, la teoría del Big Bang predice que las primeras estrellas formadas deben estar compuestas únicamente de los tres elementos más livianos. Sin embargo se han detectado elementos pesados en las enanas rojas.
Y si ninguna enana roja ha muerto aún, significa que las primeras enanas rojas que se formaron aún deben estar por allí en algún lado, todas compuestas de elementos ligeros.
Entonces puede que las enanas rojas se hayan formado posteriormente, porque se requiere la presencia de elementos pesados en su creación. O bien que sí existen enanas rojas de primera generación, pero que al ser tan pequeñas y con tan poca luminosidad, aún no han sido descubiertas.
Ejemplos de enanas rojas
Próxima Centauri
Está a 4.2 años luz de distancia y posee una masa equivalente a una octava parte de la del Sol, pero 40 veces más densa. Próxima tiene un campo magnético intenso, que la hace propensa a emitir fulguraciones.
Próxima también tiene al menos un planeta conocido: Próxima Centauri b, dado a conocer en 2016. Pero se cree que ha sido arrasado por las llamaradas que la estrella emite con frecuencia, así que es poco probable que albergue vida, al menos no como la que conocemos, pues las emisiones de la estrella contienen rayos X.
Estrella de Barnard
Es una enana roja muy cercana, a 5.9 años luz de distancia, cuya principal característica es su gran velocidad, unos 90 Km/s en dirección al Sol.
Es visible a través de telescopios y al igual que Próxima, también es propensa a experimentar llamaradas y fulguraciones. En fecha reciente se descubrió un planeta orbitando a la estrella de Barnard.
Estrella de Teegarden
Esta enana roja de apenas un 8 % de la masa del Sol se encuentra en la constelación de Aries y solamente puede ser vista con telescopios poderosos. Está entre las estrellas más cercanas, a una distancia de unos 12 años luz aproximadamente.
Fue descubierta en 2002 y además de tener un notable movimiento propio, al parecer tiene planetas en la denominada zona habitable.
Wolf 359
Se trata de una enana roja variable en la constelación de Leo y distante casi 8 años luz de nuestro Sol. Al ser una estrella variable, su luminosidad aumenta periódicamente, aunque sus fulguraciones no son tan intensas como las de Próxima Centauri.