Enanas Rojas

Enana roja
De acuerdo con el diagrama de Hertzsprung-Russell, una enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardío o M. Este tipo forma la mayor parte de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a la mitad de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperaturasuperficial de menos de 4000 K.
Índice [ocultar]
1 Características físicas
1.1 Ejemplos de enanas rojas
2 Sistemas planetarios
3 Véase también
4 Referencias
5 Enlaces externos
[editar]Características físicas



Concepción artística de una enana roja.
Las enanas rojas son estrellas de muy baja masa, inferior al 40% de la masa del Sol.1 Su temperatura interior es relativamente baja y laenergía se genera a un ritmo lento por la fusión nuclear de hidrógeno en helio a través de la cadena protón-protón (pp). Por consiguiente, estas estrellas emiten poca luz, con una luminosidad que en algunos casos apenas alcanza 1/10.000 de la luminosidad solar. Incluso la enana roja más brillante tiene sólo un 10% de la luminosidad del Sol.2
En general, en las enanas rojas el transporte de energíadesde el interior a la superficie tiene lugar por convección. Esto ocurre porque la radiación es muy difícil debido a la opacidad del interior, que tiene una densidad relativamente alta comparada con la temperatura y es más difícil para los fotones viajar hacia la superficie, de modo que la convección resulta ser un proceso más eficiente para la transmisión de la energía.3
Al ser las enanasrojas totalmente convectivas, el helio no se acumula en el núcleo y, en comparación con estrellas más grandes, como el Sol, pueden quemar una proporción más grande de su hidrógeno antes de abandonar la secuencia principal. El resultado es que la vida estimada de las enanas rojas supera la edad estimada del Universo, posiblemente de 200.000 millones a varios billones de años, por lo que las estrellascon menos de 0,8 masas solares no han tenido tiempo de dejar la secuencia principal. Las enanas rojas de menor masa tienen vidas aún más largas, lo que implica que su evolución ha de estudiarse mediante modelos matemáticos al no disponer de suficientes datos por observación.
Tales modelos sugieren que la masa mínima de las estrellas que pueden convertirse en gigantes rojas es de 0,25 masassolares; las de masa inferior aumentan su temperatura superficial -y por tanto su luminosidad- sin aumentar su tamaño, convirtiéndose en enanas azules, y de ahí finalmente en enanas blancas. Este proceso es muy lento y tanto más cuanto menor sea la masa de la estrella, estimándose que, por ejemplo, una de 0,25 masas solares permanece un billón de años en la secuencia principal, y las menores existentesen la actualidad, de 0,08 masas solares, 12 billones de años.4
Para una estrella de 0,16 masas solares (el caso de la cercana Estrella de Barnard), por ejemplo, se calcula que la fase de enana azul llegaría tras algo más de 2,5 billones de años en la secuencia principal, y duraría alrededor de 5 mil millones de años, durante los cuales la estrella tendrá 1/3 de la luminosidad del Sol y unatemperatura superficial que llegará hasta alrededor de 8.500 kelvins al final de esta fase, por lo que si hubiera planetas en órbita alrededor de ésta y que hasta entonces han tenido temperaturas frías, podrían descongelarse y dar de nuevo una oportunidad a que la vida floreciera.4
El hecho de que las enanas rojas y otras estrellas de masa baja permanezcan en la secuencia principal mientras lasestrellas más masivas la han abandonado, permite estimar la edad de cúmulos estelares encontrando la masa a partir de la cual las estrellas han dejado la secuencia principal. Esto proporciona un límite inferior para la edad del Universo y también permite colocar escalas de tiempo de formación en las estructuras existentes dentro de la Vía Láctea, tales como el halo galáctico y el disco galáctico.
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