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enana roja

Una enana roja es el tipo de estrella menos masiva, más pequeña, menos luminosa y más fría de la secuencia principal . Las enanas rojas son, con mucho, el tipo de estrella en fu...

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Una enana roja es el tipo de estrella menos masiva, más pequeña, menos luminosa y más fría de la secuencia principal . Las enanas rojas son, con mucho, el tipo de estrella en fusión más común en la Vía Láctea , al menos en las cercanías del Sol . Sin embargo, debido a su baja luminosidad, las enanas rojas individuales no son fáciles de observar. Ninguna estrella que cumpla con las definiciones más estrictas de una enana roja es visible a simple vista. [ 1 ] Proxima Centauri , la estrella más cercana al Sol, es una enana roja, al igual que cincuenta de las sesenta estrellas más cercanas . Según algunas estimaciones, las enanas rojas constituyen tres cuartas partes de las estrellas en fusión en la Vía Láctea. [ 2 ]

Las enanas rojas más frías cerca del Sol tienen una temperatura superficial de aproximadamente2000 K  y las más pequeñas tienen radios de aproximadamente el 9% del Sol , con masas de aproximadamente el 7,5% de la del Sol . Estas enanas rojas tienen tipos espectrales de L0 a L2. Hay cierta superposición con las propiedades de las enanas marrones , ya que las enanas marrones más masivas con menor metalicidad pueden ser tan calientes como3.600  K y tienen tipos espectrales M tardíos.

Las definiciones y el uso del término "enana roja" varían según cuán inclusivas sean en el extremo más caliente y masivo. Una definición es sinónimo de enanas M estelares, lo que da como resultado una temperatura máxima de3900  K y 0,6 M ☉ . Otro incluye todas las estrellas de secuencia principal de tipo M y todas las estrellas de secuencia principal de tipo K (enanas K), lo que da como resultado una temperatura máxima de 5200  K y 0,8 M☉ . Algunas definiciones incluyen cualquier enana M estelar y parte de la clasificación de enanas K. También se utilizan otras definiciones. Se espera que muchas de las enanas M más frías y de menor masa sean enanas marrones, no estrellas verdaderas, por lo que quedarían excluidas de cualquier definición de enana roja. 

Los modelos estelares indican que las enanas rojas de menos de 0,35 M☉ son completamente convectivas . [ 3 ] Por lo tanto, el helio producido por la fusión termonuclear del hidrógeno se remezcla constantemente en toda la estrella, evitando la acumulación de helio en el núcleo y prolongando así el período de fusión. Una enana roja de baja masa se desarrolla muy lentamente, manteniendo una luminosidad y un tipo espectral constantes durante billones de años, hasta que se agota su combustible y se convierte en una enana azul . Debido a la edad relativamente corta del universo , aún no existen enanas rojas en etapas avanzadas de evolución. 

Definición

El término «enana roja», cuando se usa para referirse a una estrella, no tiene una definición estricta. Uno de los primeros usos del término data de 1915, cuando se empleó simplemente para contrastar las estrellas enanas «rojas» con las estrellas enanas «azules» más calientes. [ 4 ] Su uso se consolidó, aunque la definición siguió siendo vaga. [ 5 ] En cuanto a qué tipos espectrales califican como enanas rojas, diferentes investigadores eligieron distintos límites, por ejemplo, K8–M5 [ 6 ] o «posterior a K5». [ 7 ] También se usó el término estrella enana M , abreviado dM, pero a veces incluía también estrellas de tipo espectral K. [ 8 ]

En el uso moderno, la definición de enana roja aún varía. Cuando se define explícitamente, generalmente incluye estrellas de clase K tardía y de clase M temprana a media, [ 9 ] pero en muchos casos se restringe a estrellas de clase M. [ 10 ] [ 11 ] En algunos casos, todas las estrellas K se incluyen como enanas rojas, [ 12 ] e incluso ocasionalmente estrellas más tempranas. [ 13 ]

Los estudios más recientes sitúan a las estrellas de secuencia principal más frías en los tipos espectrales L2 o L3. Al mismo tiempo, muchos objetos más fríos que M6 o M7 son enanas marrones, insuficientemente masivas para mantener la fusión de hidrógeno-1 . [ 14 ] Esto genera una superposición significativa en los tipos espectrales de las enanas rojas y marrones. Los objetos en ese rango espectral pueden ser difíciles de clasificar.

Descripción y características

Las enanas rojas son estrellas de masa muy baja . [ 15 ] Como resultado, tienen presiones relativamente bajas, una tasa de fusión baja y, por lo tanto, una temperatura baja. La energía generada es el producto de la fusión nuclear de hidrógeno en helio a través de la cadena protón-protón (PP) . Por lo tanto, estas estrellas emiten relativamente poca luz, a veces tan solo 1/10 000 de la del Sol, aunque esto aún implicaría una potencia de salida del orden de10 × 10 22  vatios (10 billones de gigavatios o 10 ZW ). Incluso las enanas rojas más grandes (por ejemplo, HD 179930 , HIP 12961 y Lacaille 8760 ) tienen solo alrededor del 10% de la luminosidad del Sol . [ 16 ] En general, las enanas rojas de menos de 0,35 M ☉ transportan energía del núcleo a la superficie por convección . La convección ocurre debido a la opacidad del interior, que tiene una alta densidad en comparación con la temperatura. Como resultado, la transferencia de energía por radiación disminuye y, en cambio, la convección es la principal forma de transporte de energía a la superficie de la estrella. Por encima de esta masa, una enana roja tendrá una región alrededor de su núcleo donde no ocurre convección. [ 17 ] 

La vida útil prevista en la secuencia principal de una enana roja representada gráficamente en función de su masa relativa al Sol. [ 18 ]

Debido a que las enanas rojas de baja masa son completamente convectivas, el helio no se acumula en el núcleo y, en comparación con estrellas más grandes como el Sol, pueden quemar una mayor proporción de su hidrógeno antes de abandonar la secuencia principal . Como resultado, las enanas rojas tienen vidas útiles estimadas mucho más largas que la edad actual del universo, y las estrellas de menos de 0,8 M☉ no han tenido tiempo de abandonar la secuencia principal. Cuanto menor sea la masa de una enana roja, mayor será su vida útil. Se cree que las vidas útiles de estas estrellas superan la vida útil esperada del Sol de 10 mil millones de años en la tercera o cuarta potencia de la relación entre la masa solar y sus masas; por lo tanto, una enana roja de 0,1 M☉ puede continuar ardiendo durante 10 billones de años. [ 15 ] [ 19 ] A medida que se consume la proporción de hidrógeno en una enana roja, la tasa de fusión disminuye y el núcleo comienza a contraerse. La energía gravitacional liberada por esta reducción de tamaño se convierte en calor, que se transporta por toda la estrella por convección. [ 20 ]  

Según simulaciones por computadora, la masa mínima que debe tener una enana roja para evolucionar eventualmente a una gigante roja es de 0,25 M☉ ; los objetos menos masivos, a medida que envejecen, aumentarían sus temperaturas superficiales y luminosidades, convirtiéndose en enanas azules y finalmente en enanas blancas . [ 18 ] 

Cuanto menos masiva sea la estrella, más largo será este proceso evolutivo. Una enana roja de 0,16 M☉ (aproximadamente la masa de la cercana estrella de Barnard ) permanecería en la secuencia principal durante 2,5 billones de años, seguidos de cinco mil millones de años como enana azul, durante los cuales la estrella tendría un tercio de la luminosidad del Sol ( L☉ ) y una temperatura superficial de 6500–8500 kelvin . [ 18 ] 

El hecho de que las enanas rojas y otras estrellas de baja masa permanezcan en la secuencia principal cuando las estrellas más masivas se han salido de ella permite estimar la edad de los cúmulos estelares al determinar la masa a la que las estrellas abandonan la secuencia principal. Esto proporciona un límite inferior para la edad del Universo y también permite establecer escalas de tiempo de formación para las estructuras dentro de la Vía Láctea , como el halo galáctico y el disco galáctico .

Todas las enanas rojas observadas contienen metales , definidos en astronomía como elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio. El modelo del Big Bang predice que la primera generación de estrellas debería tener solo hidrógeno, helio y cantidades ínfimas de litio, y por lo tanto, una baja metalicidad. Debido a su extrema longevidad, cualquier enana roja que perteneciera a esa primera generación ( estrellas de población III ) debería seguir existiendo hoy en día. Sin embargo, las enanas rojas de baja metalicidad son raras. El modelo aceptado para la evolución química del universo anticipa esta escasez de estrellas enanas pobres en metales porque se cree que solo las estrellas gigantes se formaron en el entorno pobre en metales del universo primitivo. Cuando las estrellas gigantes terminan sus cortas vidas en explosiones de supernovas , expulsan los elementos más pesados ​​necesarios para formar estrellas más pequeñas. Por lo tanto, las enanas se volvieron más comunes a medida que el universo envejeció y se enriqueció en metales. Si bien se espera la escasez básica de antiguas enanas rojas pobres en metales, las observaciones han detectado incluso menos de las predichas. Se pensaba que la enorme dificultad de detectar objetos tan tenues como las enanas rojas explicaba esta discrepancia, pero los métodos de detección mejorados solo han confirmado la discrepancia. [ 25 ]

El límite entre las enanas rojas menos masivas y las enanas marrones más masivas depende fuertemente de la metalicidad. Con metalicidad solar, el límite se produce en aproximadamente 0,07 M☉ , mientras que con metalicidad cero el límite está alrededor de 0,09 M☉ . Con metalicidad solar, las enanas rojas menos masivas teóricamente tienen temperaturas alrededor de  1700 K  , mientras que las mediciones de enanas rojas en el vecindario solar sugieren que las estrellas más frías tienen temperaturas de aproximadamente2075  K y clases espectrales de aproximadamente L2. La teoría predice que las enanas rojas más frías con metalicidad cero tendrían temperaturas de aproximadamente3600  K. Las enanas rojas menos masivas tienen radios de aproximadamente 0,09 R☉ , mientras que tanto las enanas rojas más masivas como las enanas marrones menos masivas son más grandes. [ 14 ] [ 26 ] 

Subenanas

Algunas enanas de clase M se clasifican como subenanas , en lugar de enanas rojas, debido a su menor clase de luminosidad VI. Fusionan hidrógeno en sus núcleos como las estrellas normales de la secuencia principal, pero debido a su baja metalicidad , son menos opacas, lo que permite que escape más radiación, especialmente ultravioleta. Por lo tanto, son más calientes pero menos brillantes, quedando aproximadamente dos magnitudes por debajo de la secuencia principal. [ 27 ] Son mucho menos comunes que las estrellas regulares de la secuencia principal. [ 28 ] Las enanas rojas, por el contrario, son estrellas comunes de la secuencia principal.

estrellas estándar espectrales

Gliese 623 es un par de enanas rojas, con GJ  623a a la izquierda y la más tenue GJ  623b a la derecha del centro.

Los estándares espectrales para  las estrellas de tipo M han variado ligeramente a lo largo de los años, pero se han estabilizado en cierta medida desde principios de la década de 1990. Esto se debe en parte a que incluso las enanas rojas más cercanas son bastante débiles y sus colores no se registran bien en las emulsiones fotográficas utilizadas a principios y mediados del siglo XX. El estudio de las  enanas M de tipo medio a tardío ha avanzado significativamente solo en las últimas décadas, principalmente gracias al desarrollo de nuevas técnicas astrográficas y espectroscópicas , que han prescindido de las placas fotográficas y han evolucionado hacia los dispositivos de carga acoplada (CCD) y los detectores sensibles al infrarrojo.

El sistema revisado del Atlas de Yerkes (Johnson y Morgan, 1953) [ 29 ] enumeraba solo dos  estrellas estándar espectrales de tipo M: HD 147379 (M0V) y HD  95735/ Lalande 21185 (M2V). Si bien HD  147379 no fue considerada un estándar por clasificadores expertos en compendios de estándares posteriores, Lalande 21185 sigue siendo un estándar primario para M2V. Robert Garrison [ 30 ] no enumera ningún estándar "ancla" entre las enanas rojas, pero Lalande 21185 ha sobrevivido como un estándar M2V a través de muchos compendios. [ 29 ] [ 31 ] [ 32 ] La revisión sobre la clasificación MK de Morgan y Keenan (1973) no contenía estándares de enanas rojas.

A mediados de la década de 1970, Keenan y McNeil (1976) [ 33 ] y Boeshaar (1976) [ 34 ] publicaron estrellas estándar de enanas rojas, pero hubo poca concordancia entre los estándares. A medida que se identificaron estrellas más frías a lo largo de la década de 1980, quedó claro que era necesaria una revisión de los estándares de enanas rojas. Basándose principalmente en los estándares de Boeshaar, un grupo del Observatorio Steward (Kirkpatrick, Henry y McCarthy, 1991) [ 32 ] completó la secuencia espectral desde K5V hasta M9V. Son estas  estrellas estándar de enanas de tipo M las que en gran medida han sobrevivido como los principales estándares hasta la actualidad. Ha habido cambios insignificantes en la secuencia espectral de enanas rojas desde 1991. Henry et al. compilaron estándares adicionales de enanas rojas. (2002), [ 35 ] y D. Kirkpatrick ha revisado recientemente la clasificación de enanas rojas y estrellas estándar en la monografía de Gray y Corbally de 2009. [ 36 ] Los estándares espectrales primarios de enanas M  son: GJ 270 (M0V), GJ 229A (M1V), Lalande 21185 (M2V), Gliese 581 (M3V), Gliese 402 (M4V), GJ 51 (M5V), Wolf 359 (M6V), van Biesbroeck 8 (M7V), VB 10 (M8V), LHS 2924 (M9V).

Formación planetaria

Imagen del disco visto de canto alrededor de la estrella de baja masa HH 30, obtenida con el telescopio espacial James Webb .

Se han detectado discos ricos en gas ( discos protoplanetarios ) alrededor de estrellas de baja masa y enanas marrones con edades de hasta unos 45 Myrs. Esto es inusual, ya que las estrellas más masivas normalmente no muestran discos primordiales más allá de los 10 Myrs. Estos discos antiguos han sido denominados discos de Peter Pan , siendo J0808 el prototipo. [ 37 ] La larga presencia de gas en el disco podría permitir la formación de cadenas resonantes , como se ve en TRAPPIST-1 . [ 38 ] Se cree que solo algunos alcanzarán esta edad tan alta y la mayoría se disipará después de 5 Myrs. El entorno puede jugar un papel en la vida del disco, como los sobrevuelos estelares y la fotoevaporación externa , que puede dar como resultado proplyds ionizados . [ 39 ] Algunos discos protoplanetarios de canto alrededor de estrellas M tempranas se han resuelto, como Tau 042021 y HH 30 . Estas muestran chorros y, más recientemente, vientos de disco en observaciones de NIRCam y NIRSpec . El viento de disco es una parte importante en la eliminación de masa del disco y la acreción de material sobre la superficie de las estrellas. [ 40 ] [ 41 ]

Las observaciones con el instrumento de infrarrojo medio han impulsado el estudio de la composición de la parte interna de los discos primordiales alrededor de enanas M tardías. Los estudios encontraron una composición rica en hidrocarburos (por ejemplo, 2MASS J1605–1933 , [ 42 ] ISO-ChaI 147 , [ 43 ] J0446B [ 44 ] ) o una composición rica en agua (por ejemplo, Sz 114 [ 45 ] ). Los discos muestran una tendencia de ricos en oxígeno en discos más jóvenes a ricos en carbono en discos más antiguos. También se detectan silicatos en algunos discos. [ 46 ] Esto se explica con un modelo de material que se desplaza hacia el interior. Primero, guijarros ricos en hielo de agua se desplazan hacia el interior, aumentando la cantidad de oxígeno en el disco interno. Luego, vapor rico en carbono se desplaza hacia el interior y aumenta la cantidad de carbono en el disco interno. Este proceso es más eficiente en estrellas de masa muy baja porque la parte exterior helada está más cerca del disco interno. [ 47 ] Esta tendencia de discos ricos en carbono también está presente en enanas marrones y objetos de masa planetaria . La enana marrón 2M1207 tiene un disco rico en hidrocarburos, [ 46 ] y el objeto de masa planetaria Cha 1107−7626 también muestra hidrocarburos en el disco. [ 48 ] Esta composición podría influir en la composición de los planetas formados dentro de estos discos, especialmente sus atmósferas . Si los planetas cercanos acumulan sus atmósferas temprano, podrían tener una relación C/O baja (bajas cantidades de carbono, altas cantidades de oxígeno). Si acumulan sus atmósferas tarde, sus atmósferas podrían tener una relación C/O alta (similar a Titán ). [ 47 ] La eliminación de carbono de los sólidos también podría resultar en una composición pobre en carbono del solidis (núcleo/manto/corteza) en planetas rocosos . [ 43 ] [ 44 ]

Después de que se elimina el gas primordial, el sistema queda con un disco de escombros . Ejemplos de discos de escombros alrededor de enanas rojas son AU Microscopii , CE Antliae y Fomalhaut C.

Planetas

Ilustración que muestra a AU Mic , una estrella enana roja de tipo M (clase espectral M1Ve) con menos del 0,7 % de la edad del Sol. Las zonas oscuras representan enormes regiones similares a manchas solares.

Muchas enanas rojas son orbitadas por exoplanetas , pero los planetas grandes del tamaño de Júpiter son comparativamente raros. Los estudios Doppler de una amplia variedad de estrellas indican que aproximadamente 1 de cada 6  estrellas con el doble de la masa del Sol son orbitadas por uno o más planetas del tamaño de Júpiter, frente a 1 de cada 16 para estrellas similares al Sol y la frecuencia de planetas gigantes cercanos (del tamaño de Júpiter o más grandes) orbitando enanas rojas es de solo 1 de cada 40. [ 49 ] Por otro lado, los estudios de microlente indican que los planetas de masa de Neptuno con un largo período orbital se encuentran alrededor de una de cada tres enanas rojas. [ 50 ] Las observaciones con HARPS indican además que el 40% de las enanas rojas tienen un planeta de clase " supertierra " orbitando en la zona habitable donde puede existir agua líquida en la superficie. [ 51 ] Las simulaciones por computadora de la formación de planetas alrededor de estrellas de baja masa predicen que los planetas del tamaño de la Tierra son los más abundantes, pero más del 90% de los planetas simulados tienen al menos un 10% de agua en masa, lo que sugiere que muchos planetas del tamaño de la Tierra que orbitan estrellas enanas rojas están cubiertos de océanos profundos. [ 52 ]

Al menos cuatro y posiblemente hasta seis exoplanetas fueron descubiertos orbitando dentro del sistema planetario Gliese  581 entre 2005 y 2010. Un planeta tiene aproximadamente la masa de Neptuno , o 16 masas terrestres ( M 🜨 ). Orbita a solo 6 millones de kilómetros (0,040 UA ) de su estrella, y se estima que tiene una temperatura superficial de 150 °C (423 K ; 302 °F ) , a pesar del tenue brillo de su estrella. En 2006, se encontró un exoplaneta aún más pequeño (solo 5,5 M 🜨 ) orbitando la enana roja OGLE-2005-BLG-390L ; se encuentra a 390 millones de kilómetros (2,6 UA) de la estrella y su temperatura superficial es de −220 °C (53,1 K; −364,0 °F) .            

En 2007, se descubrió un nuevo exoplaneta potencialmente habitable , Gliese 581c , que orbita alrededor de Gliese 581. La masa mínima estimada por sus descubridores (un equipo liderado por Stephane Udry ) es de 5,36 M☉ . Los descubridores estiman que su radio es 1,5 veces el de la Tierra ( R☉ ) . Desde entonces, se descubrió Gliese 581d , que también es potencialmente habitable.  

Gliese  581c y d se encuentran dentro de la zona habitable de la estrella anfitriona y son dos de los candidatos más probables a la habitabilidad entre todos los exoplanetas descubiertos hasta ahora. [ 53 ] Gliese 581g , detectado en septiembre de 2010, [ 54 ] tiene una órbita casi circular en el centro de la zona habitable de la estrella. Sin embargo, la existencia del planeta es cuestionada. [ 55 ]

El 23  de febrero de 2017, la NASA anunció el descubrimiento de siete planetas del tamaño de la Tierra que orbitan la estrella enana roja TRAPPIST-1, a unos 39  años luz de distancia, en la constelación de Acuario. Los planetas fueron descubiertos mediante el método de tránsito, lo que significa que tenemos información sobre su masa y radio. TRAPPIST-1e , f y g parecen estar dentro de la zona habitable y podrían tener agua líquida en su superficie. [ 56 ]

Habitabilidad

Representación artística de un planeta con dos exolunas orbitando en la zona habitable de una enana roja .

La evidencia moderna sugiere que los planetas en sistemas de enanas rojas tienen muy pocas probabilidades de ser habitables. A pesar de su gran número y larga vida útil, existen varios factores que podrían dificultar la vida en planetas alrededor de una enana roja. En primer lugar, los planetas en la zona habitable de una enana roja estarían tan cerca de la estrella madre que probablemente estarían en rotación síncrona . Para una órbita casi circular, esto significaría que un lado estaría en luz perpetua y el otro en noche eterna. Esto podría crear enormes variaciones de temperatura de un lado a otro del planeta. Tales condiciones aparentemente dificultarían la evolución de formas de vida similares a las de la Tierra. Además, parece haber un gran problema con la atmósfera de estos planetas en rotación síncrona: la zona de noche perpetua sería lo suficientemente fría como para congelar los principales gases de sus atmósferas, dejando la zona diurna desprovista de vida y seca. Por otro lado, una teoría propone que una atmósfera densa o un océano planetario podrían potencialmente hacer circular el calor alrededor de un planeta así. [ 57 ] Además, incluso si las características de una enana roja hacen que la mayor parte de la superficie de su planeta sea inhabitable, existe la posibilidad de que exista vida alrededor de una región limitada, como el terminador del planeta . [ 58 ]

La variabilidad en la producción de energía estelar también puede tener impactos negativos en el desarrollo de la vida. Las enanas rojas suelen ser estrellas fulgurantes , que pueden emitir llamaradas gigantescas, duplicando su brillo en minutos. Esta variabilidad dificulta que la vida se desarrolle y persista cerca de una enana roja. [ 59 ] Si bien es posible que un planeta que orbita cerca de una enana roja conserve su atmósfera incluso si la estrella entra en erupción, investigaciones más recientes sugieren que estas estrellas pueden ser la fuente de llamaradas constantes de alta energía y campos magnéticos muy grandes, lo que disminuye la posibilidad de vida tal como la conocemos. [ 60 ] [ 61 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ Croswell, Ken. "La enana roja más brillante" . Consultado el 10 de julio de 2019 .
  2. ↑ Palmer, Jason (6 de febrero de 2013). "Exoplanetas cerca de enanas rojas sugieren otra Tierra más cercana" . BBC . Consultado el 10 de julio de 2019 .
  3. ↑ Reiners, Ansgar; Basri, Gibor (marzo de 2009). "Sobre la topología magnética de estrellas parcialmente y totalmente convectivas". Astronomía y Astrofísica . 496 (3): 787– 790. arXiv : 0901.1659 . Bibcode : 2009A & A...496..787R . doi : 10.1051/0004-6361:200811450 . S2CID 15159121 . 
  4. ↑ Lindemann, FA (1915). "La edad de la Tierra". El Observatorio . 38 : 299. Bibcode : 1915Obs....38..299L .
  5. ↑ Edgeworth, KE (1946). "Estrellas enanas rojas" . Nature . 157 (3989): 481. Bibcode : 1946Natur.157..481E . doi : 10.1038/157481d0 . S2CID 4106298 . 
  6. ↑ Dyer, Edward R. (1956). "Análisis de los movimientos espaciales de las estrellas enanas rojas". Astronomical Journal . 61 : 228. Bibcode : 1956AJ.....61..228D . doi : 10.1086/107332 .
  7. ↑ Mumford, George S. (1956). "Los movimientos y la distribución de las estrellas enanas M" . Astronomical Journal . 61 : 224. Bibcode : 1956AJ.....61..224M . doi : 10.1086/107331 .
  8. ↑ Vyssotsky, AN (1956). "Estrellas enanas M encontradas espectrofotométricamente". Astronomical Journal . 61 : 201. Bibcode : 1956AJ.....61..201V . doi : 10.1086/107328 .
  9. ↑ Engle, SG; Guinan, EF (2011). "Estrellas enanas rojas: edades, rotación, actividad de dinamo magnético y habitabilidad de planetas alojados". 9.ª Conferencia de la Cuenca del Pacífico sobre Astrofísica Estelar. Actas de una conferencia celebrada en Lijiang . 451 : 285. arXiv : 1111.2872 . Bibcode : 2011ASPC..451..285E .
  10. ↑ Heath, Martin J.; Doyle, Laurance R.; Joshi, Manoj M.; Haberle, Robert M. (1999). "Habitabilidad de planetas alrededor de estrellas enanas rojas" . Orígenes de la vida y evolución de la biosfera . 29 (4): 405– 24. Bibcode : 1999OLEB...29..405H . doi : 10.1023/A:1006596718708 . PMID 10472629. S2CID 12329736 .  
  11. ↑ Farihi, J.; Hoard, DW; Wachter, S. (2006). "Sistemas de enanas blancas y enanas rojas resueltos con el telescopio espacial Hubble. I. Primeros resultados". The Astrophysical Journal . 646 (1): 480– 492. arXiv : astro-ph/0603747 . Bibcode : 2006ApJ...646..480F . doi : 10.1086/504683 . S2CID 16750158 . 
  12. ↑ Pettersen, BR; Hawley, SL (1989). "Un estudio espectroscópico de estrellas fulgurantes enanas rojas". Astronomía y Astrofísica . 217 : 187. Bibcode : 1989A & A...217..187P .
  13. ↑ Alekseev, I. Yu.; Kozlova, OV (2002). "Manchas estelares y regiones activas en la estrella enana roja emisora ​​LQ Hydrae" . Astronomía y Astrofísica . 396 : 203–211 . Bibcode : 2002A & A...396..203A . doi : 10.1051/0004-6361:20021424 .
  14. 1 2 Dieterich, Sergio B.; Henry, Todd J.; Jao, Wei-Chun; Inviernos, Jennifer G.; Hosey, Altonio D.; Riedel, Adric R.; Subasavage, John P. (2014). "El Barrio Solar. XXXII. El límite de quema de hidrógeno". La Revista Astronómica . 147 (5): 94. arXiv : 1312.1736 . Código Bib : 2014AJ....147...94D . doi : 10.1088/0004-6256/147/5/94 . S2CID 21036959 . 
  15. 1 2 Richmond, Michael (10 de noviembre de 2004). "Últimas etapas de evolución para estrellas de baja masa" . Instituto Tecnológico de Rochester . Recuperado el 10 de julio de 2019 .
  16. ↑ Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle; Plez, Bertrand (1996). "Relación masa-luminosidad y agotamiento de litio en estrellas de masa muy baja" . Astrophysical Journal Letters . 459 (2): L91– L94. Bibcode : 1996ApJ...459L..91C . doi : 10.1086/309951 .
  17. ↑ Padmanabhan, Thanu (2001). Astrofísica teórica . Cambridge University Press. págs. 96–99 . ISBN  0-521-56241-4.
  18. 1 2 3 Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve JM (2004). "Enanas rojas y el final de la secuencia principal" (PDF) . Colapso gravitacional: de estrellas masivas a planetas . Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. pp. 46– 49. Bibcode : 2004RMxAC..22...46A . 
  19. ↑ Adams, Fred C. y Laughlin, Gregory (1997). "Un universo moribundo: el destino a largo plazo y la evolución de los objetos astrofísicos". Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337– 372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A . doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 . 
  20. ↑ Koupelis, Theo (2007). En busca del universo . Jones & Bartlett Publishers. ISBN 978-0-7637-4387-1.
  21. ↑ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (1 de septiembre de 2013). "Colores intrínsecos, temperaturas y correcciones bolométricas de estrellas presecuencia principal". The Astrophysical Journal Supplement Series . 208 (1): 9. arXiv : 1307.2657 . Bibcode : 2013ApJS..208....9P . doi : 10.1088/0067-0049/208/1/9 . ISSN 0067-0049 . S2CID 119308564 .  
  22. ↑ Mamajek, Eric (2 de marzo de 2021). "Una secuencia moderna de color estelar medio y temperatura efectiva de enanas" . Universidad de Rochester, Departamento de Física y Astronomía . Recuperado el 5 de julio de 2021 .
  23. ↑ Cifuentes, C.; Caballero, JA; Cortés-Contreras, M.; Montes, D.; Abellán, FJ; Dorda, R.; Holgado, G. (2020). "Catálogo de entrada CARMENES de enanas M. V. Luminosidades, colores y distribuciones espectrales de energía". Astronomía y Astrofísica . 642 (octubre de 2020): 32. arXiv : 2007.15077 . Código Bib : 2020A y A...642A.115C . doi : 10.1051/0004-6361/202038295 .
  24. ↑ Las enanas marrones más jóvenes también pueden exhibir espectros similares a los de las estrellas de tipo M tardías.
  25. ↑ Newton, Elisabeth (15 de febrero de 2012). "Y ahora también hay un problema con las enanas M" . Astrobites . Consultado el 10 de julio de 2019 .
  26. ↑ Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2001). "La teoría de las enanas marrones y los planetas gigantes extrasolares". Reviews of Modern Physics . 73 (3): 719– 765. arXiv : astro-ph/0103383 . Bibcode : 2001RvMP...73..719B . doi : 10.1103/RevModPhys.73.719 . S2CID 204927572 . 
  27. ↑ Kaler, James B. (27 de marzo de 1997). Estrellas y sus espectros: Una introducción a la secuencia espectral . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-58570-5. Consultado el 15 de diciembre de 2025 .
  28. ↑ Marshall, JL (2007). "Mapeando el halo galáctico local. I. Fotometría óptica de candidatos a subenanas frías". The Astronomical Journal . 134 (2): 778. Bibcode : 2007AJ....134..778M . doi : 10.1086/519491 .
  29. 1 2 Johnson, HL; Morgan, WW (1953). "Fotometría estelar fundamental para estándares de tipo espectral en el sistema revisado del atlas espectral de Yerkes". Astrophysical Journal . 117 : 313. Bibcode : 1953ApJ...117..313J . doi : 10.1086/145697 .
  30. ↑ Garrison, Robert F. "Tabla de estándares de puntos de anclaje MK" . Departamento de Astronomía y Astrofísica. astro.utoronto.ca . Universidad de Toronto. Archivado del original el 25 de junio de 2019. Consultado el 18 de diciembre de 2011 .
  31. ↑ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "El catálogo Perkins de tipos MK revisados ​​para las estrellas más frías". Astrophysical Journal Supplement Series . 71 : 245. Bibcode : 1989ApJS...71..245K . doi : 10.1086/191373 . S2CID 123149047 . 
  32. 1 2 Kirkpatrick, JD; Henry, Todd J.; McCarthy, Donald W. (1991). "Una secuencia espectral estelar estándar en el rojo/infrarrojo cercano - Clases K5 a M9" . Astrophysical Journal Supplement Series . 77 : 417. Bibcode : 1991ApJS...77..417K . doi : 10.1086/191611 . 
  33. ↑ Keenan, Philip Childs; McNeil, Raymond C. (1976). Un atlas de espectros de las estrellas más frías: Tipos G, K, M, S y C. Parte 1: Introducción y tablas . Columbus, OH: Ohio State University Press. Bibcode : 1976aasc.book.....K . 
  34. ↑ Boeshaar, PC (1976). La clasificación espectral de las estrellas enanas M (tesis doctoral). Columbus, OH: Ohio State University. Bibcode : 1976PhDT........14B . 
  35. ↑ Henry, Todd J.; Walkowicz, Lucianne M .; Barto, Todd C.; Golimowski, David A. (2002). "El vecindario solar. VI. Nuevas estrellas cercanas del sur identificadas mediante espectroscopia óptica". The Astronomical Journal . 123 (4): 2002. arXiv : astro-ph/0112496 . Bibcode : 2002AJ....123.2002H . doi : 10.1086/339315 . S2CID 17735847 .  
  36. ↑ Gray, Richard O.; Corbally, Christopher (2009). Clasificación espectral estelar . Princeton University Press. Bibcode : 2009ssc..book.....G .
  37. ↑ Silverberg, Steven M.; Wisniewski, John P.; Kuchner, Marc J.; Lawson, Kellen D.; Bans, Alissa S.; Debes, John H.; Biggs, Joseph R.; Bosch, Milton KD; Doll, Katharina; Luca, Hugo A. Durantini; Enachioaie, Alexandru; Hamilton, Joshua; Holden, Jonathan; Hyogo, Michiharu; la Colaboración Disk Detective (2020-01-14). "Discos de Peter Pan: Discos de acreción de larga duración alrededor de estrellas M jóvenes" . The Astrophysical Journal . 890 (2): 106. arXiv : 2001.05030 . Bibcode : 2020ApJ...890..106S . doi : 10.3847/1538-4357/ab68e6 . S2CID 210718358 . 
  38. ↑ Gaidos, Eric; Mann, Andrew W.; Rojas-Ayala, Bárbara; Feiden, Gregory A.; Wood, Mackenna L.; Narayanan, Suchitra; Ansdell, Megan; Jacobs, Tom; LaCourse, Daryll (2022-07-01). "Planetesimales alrededor de estrellas con TESS (PAST) - II. Una estrella 'ocador' enana M con un disco de larga vida en la zona de visión continua de TESS" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 514 (1): 1386– 1402. arXiv : 2204.14163 . Bibcode : 2022MNRAS.514.1386G . doi : 10.1093/mnras/stac1433 . ISSN 0035-8711 . 
  39. ↑ Pfalzner, Susanne; Dincer, Furkan (2024-03-01). "Estrellas de baja masa: su distribución de vida útil del disco protoplanetario" . The Astrophysical Journal . 963 (2): 122. arXiv : 2401.03775 . Bibcode : 2024ApJ...963..122P . doi : 10.3847/1538-4357/ad1bef . ISSN 0004-637X . 
  40. ^ Pascucci, Ilaria; Beck, Tracy L.; Cabrit, Sylvie; Bajaj, Naman S.; Edwards, Suzan; Louvet, Fabien; Najita, Joan R.; Skinner, Bennett N.; Gorti, Uma; Salyk, Colette; Brittain, Sean D.; Krijt, Sebastián; Página de Muzerolle, James; Ruaud, Maxime; Schwarz, Kamber (1 de octubre de 2024). "La morfología anidada de los vientos de disco de estrellas jóvenes revelada por observaciones de JWST/NIRSpec". Astronomía de la Naturaleza . 9 : 81– 89. arXiv : 2410.18033 . Código Bib : 2025NatAs...9...81P . doi : 10.1038/s41550-024-02385-7 . ISSN 2397-3366 . 
  41. ↑ Duchêne, Gaspard; Ménard, François; Stapelfeldt, Karl R.; Villenave, Marion; Wolff, Schuyler G.; Perrin, Marshall D.; Pinte, Christophe; Tazaki, Ryo; Padgett, Deborah L. (2024-02-01). "Imágenes del JWST de discos protoplanetarios de canto. I. Granos de 10 μm completamente mezclados verticalmente en las regiones exteriores de un disco de 1000 ua" . The Astronomical Journal . 167 (2): 77. arXiv : 2309.07040 . Bibcode : 2024AJ....167...77D . doi : 10.3847/1538-3881/acf9a7 . ISSN 0004-6256 . 
  42. ↑ Tabone, B.; Bettoni, G.; van Dishoeck, EF; Arabhavi, AM; Grant, S.; Gasman, D.; Henning, Th; Kamp, I.; Güdel, M.; Lagage, PO; Ray, T.; Vandenbussche, B.; Abergel, A.; Absil, O.; Argyriou, I. (julio de 2023). "Una rica química de hidrocarburos y una alta relación C/O en el disco interno alrededor de una estrella de muy baja masa". Nature Astronomy . 7 (7): 805– 814. arXiv : 2304.05954 . Bibcode : 2023NatAs...7..805T . doi : 10.1038/s41550-023-01965-3 . ISSN 2397-3366 . 
  43. 1 2 Arabhavi, AM; Kamp, I.; Henning, Th.; van Dishoeck, EF; Christiaens, V.; Gasman, D.; Perrin, A.; Güdel, M.; Tabone, B.; Kanwar, J.; Waters, LBFM; Pascucci, I.; Samland, M.; Perotti, G.; Bettoni, G. (2024-06-07). "Abundantes hidrocarburos en el disco alrededor de una estrella de muy baja masa". Science . 384 (6700): 1086– 1090. arXiv : 2406.14293 . Bibcode : 2024Sci...384.1086A . doi : 10.1126/science.adi8147 . PMID 38843318 . 
  44. 1 2 Largo 龙, Feng 凤.; Pascucci, Ilaria; Houge, Adrián; Banzatti, Andrea; Pontoppidan, Klaus M.; Najita, Juana; Krijt, Sebastián; Xie, Chengyan; Williams, Joe; Herczeg 沈, Gregory J. 雷歌; Andrews, Sean M.; Bergin, Edwin; Blake, Geoffrey A.; Colmenares, María José; Harsono, Daniel; Romero-Mirza, Carlos E.; Li 李, Rixin 日新; Lu, Cicerón X.; Pinilla, Paola; Wilner, David J.; Vioque, Miguel; Zhang, Ke; et al. (Colaboración JDISCS) (2025). "La primera vista JWST de un disco protoplanetario de 30 millones de años revela una fase tardía rica en carbono" . The Astrophysical Journal Letters . 978 (2): L30. arXiv : 2412.05535 . Bibcode : 2025ApJ...978L..30L . doi : 10.3847/2041-8213/ad99d2 . 
  45. ↑ Xie, Chengyan; Pascucci, Ilaria; Long, Feng; Pontoppidan, Klaus M.; Banzatti, Andrea; Kalyaan, Anusha; Salyk, Colette; Liu, Yao; Najita, Joan R.; Pinilla, Paola; Arulanantham, Nicole; Herczeg, Gregory J.; Carr, John; Bergin, Edwin A.; Ballering, Nicholas P. (2023-12-01). "Discos ricos en agua alrededor de estrellas M tardías revelados: explorando el caso notable de Sz 114" . The Astrophysical Journal Letters . 959 (2): L25. arXiv : 2310.13205 . Bibcode : 2023ApJ...959L..25X . doi : 10.3847/2041-8213/ad0ed9 . ISSN 2041-8205 . 
  46. 1 2 Arabhavi, AM; Kamp, I.; Henning, Th.; van Dishoeck, EF; Jang, H.; Waters, LBFM; Christiaens, V.; Gasman, D.; Pascucci, I.; Perotti, G.; Grant, SL; Güdel, M.; Lagage, P. -O.; Barrado, D.; Caratti o Garatti, A.; Lahuis, F.; Kaeufer, T.; Kanwar, J.; Morales-Calderón, M.; Schwarz, K.; Sellek, AD; Tabone, B.; Temmink, M.; Vlasblom, M.; Patapis, P. (2025). "MINDS: La muestra de estrellas de masa muy baja y enanas marrones. Detecciones y tendencias en el gas del disco interno". Astronomía y Astrofísica . 699 : A194. arXiv : 2506.02748 . Bibcode : 2025A & A...699A.194A . doi : 10.1051/0004-6361/202554109 .
  47. 1 2 Mah, Jingyi; Bitsch, Bertram; Pascucci, Ilaria; Henning, Thomas (2023-09-01). "Líneas de hielo cercanas y la relación C/O superestelar en discos alrededor de estrellas de masa muy baja". Astronomía y Astrofísica . 677 : L7. arXiv : 2308.15128 . Bibcode : 2023A & A...677L...7M . doi : 10.1051/0004-6361/202347169 . ISSN 0004-6361 . 
  48. ^ Bandera, Laura; Scholz, Aleks; Almendros-Abad, V.; Jayawardhana, Ray; Damián, Belinda; Muzic, Koraljka; Natta, Antonella; Pinilla, Paola; Testi, Leonardo (2025). "Detección de hidrocarburos en el disco alrededor de un objeto de masa planetaria que aumenta activamente" . La revista astrofísica . 986 (2): 200. arXiv : 2505.13714 . Código Bib : 2025ApJ...986..200F . doi : 10.3847/1538-4357/add71d .
  49. ↑ Mawet, Dimitri; Jovanovic, Nemanja; Delorme, Jacques-Robert; et al. (10 de julio de 2018). "Keck Planet Imager and Characterizer (KPIC): actualización de estado" (PDF) . En Schmidt, Dirk; Schreiber, Laura; Close, Laird M. (eds.). Adaptive Optics Systems VI . SPIE. pág. 6. doi : 10.1117/12.2314037 . ISBN   9781510619593Las separaciones cercanas (< 1 UA) han sido ampliamente investigadas mediante estudios Doppler y de tránsito con los siguientes resultados: la frecuencia de planetas gigantes cercanos (1−10 M Jup ) es de solo 2,5 ± 0,9% , consistente con los modelos de acreción de núcleo más migración. 
  50. ↑ Johnson, JA (abril de 2011). "Las estrellas que albergan planetas". Sky & Telescope . págs. 22–27 . 
  51. ↑ "Miles de millones de planetas rocosos en zonas habitables alrededor de enanas rojas" . Observatorio Europeo Austral . 28 de marzo de 2012. Consultado el 10 de julio de 2019 .
  52. ↑ Alibert, Yann (2017). "Formación y composición de planetas alrededor de estrellas de masa muy baja". Astronomía y Astrofísica . 539 (12 de octubre de 2016): 8. arXiv : 1610.03460 . Bibcode : 2017A & A...598L...5A . doi : 10.1051/0004-6361/201629671 . S2CID 54002704 . 
  53. ↑ Than, Ker (24 de abril de 2007). "Gran descubrimiento: un nuevo planeta podría albergar agua y vida" . SPACE.com . Consultado el 10 de julio de 2019 .
  54. ↑ "Científicos encuentran un planeta potencialmente habitable cerca de la Tierra" . Physorg.com . Consultado el 26 de marzo de 2013 .
  55. ↑ Tuomi, M. (2011). "Reanálisis bayesiano de las velocidades radiales de Gliese 581. Evidencia a favor de solo cuatro compañeros planetarios". Astronomía y Astrofísica . 528 : L5. arXiv : 1102.3314 . Bibcode : 2011A & A...528L...5T . doi : 10.1051/0004-6361/201015995 . S2CID 11439465 .  
  56. ↑ "Telescopio de la NASA revela descubrimiento de exoplaneta sin precedentes" . www.nasa.gov . 22 de febrero de 2017.
  57. ↑ Choi, Charles Q. (9 de febrero de 2015). "Los planetas que orbitan enanas rojas podrían conservar suficiente agua para albergar vida" . Astrobiología. Archivado del original el 21 de septiembre de 2015. Consultado el 15 de enero de 2017 .
  58. ↑ Raymond, Sean (2015-02-20). "Olvídate de los mundos "similares a la Tierra" . Nautilus . Consultado el 26 de enero de 2025 .
  59. ^ Vida, K.; Kővári, Zs.; Pál, A.; Oláh, K.; Kriskovics, L.; et al. (2017). "Quema frecuente en el sistema TRAPPIST-1: ¿no es apto para la vida?" . La revista astrofísica . 841 (2): 2. arXiv : 1703.10130 . Código Bib : 2017ApJ...841..124V . doi : 10.3847/1538-4357/aa6f05 . S2CID 118827117 .  
  60. ↑ Alpert, Mark (1 de noviembre de 2005). "Red Star Rising" . Scientific American .
  61. ↑ Dvorsky, George (19 de noviembre de 2015). "Esta estrella tormentosa significa que la vida extraterrestre podría ser más rara de lo que pensábamos" . Gizmodo . Consultado el 10 de julio de 2019 .

Fuentes

  • Burrows, A.; Hubbard, WB; Saumon, D.; Lunine, JI (1993). "Un conjunto ampliado de modelos de enanas marrones y estrellas de masa muy baja" . Astrophysical Journal . 406 (1): 158– 71. Bibcode : 1993ApJ...406..158B . doi : 10.1086/172427 .
  • "El interferómetro del VLT mide el tamaño de Proxima Centauri y otras estrellas cercanas" . Observatorio Europeo Austral. 19 de noviembre de 2002. Archivado del original el 3 de enero de 2007. Consultado el 12 de enero de 2007 .
  • Un planeta del tamaño de Neptuno orbitando una estrella común sugiere que hay muchos más.
  • Estrellas variables AAVSO
  • Publicaciones sobre erupciones estelares del Grupo de Actividad Estelar (UCM)
  • Enanas rojas Jumk.de
  • Estrella Roja en Ascenso  : Las estrellas pequeñas y frías podrían ser focos de vida – Scientific American (noviembre de 2005)