Anã vermelha

O termo "anã vermelha", quando usado para se referir a uma estrela, não tem uma definição estrita. Um dos primeiros usos do termo foi em 1915, usado simplesmente para contrastar estrelas anãs "vermelhas" das estrelas anãs "azuis" mais quentes. Tornou-se um uso estabelecido, embora a definição permanecesse vaga. Em termos de quais tipos espectrais se qualificam como anãs vermelhas, diferentes pesquisadores escolheram limites diferentes, por exemplo K8-M5 ou "posterior a K5". A estrela anã M, abreviada como dM, também foi usada, mas às vezes também incluía estrelas do tipo espectral K. No uso moderno, a definição de uma anã vermelha ainda varia. Quando explicitamente definido, normalmente inclui estrelas de classe K tardia e do início a intermediário de classe M, mas em muitos casos é restrito apenas às estrelas de classe M. Em alguns casos, todas as estrelas K são incluídas como anãs vermelhas, e ocasionalmente até estrelas anteriores.

As anãs vermelhas são estrelas de massa muito baixa. Como resultado, eles têm pressões relativamente baixas, uma baixa taxa de fusão e, portanto, uma baixa temperatura. A energia gerada é o produto da fusão nuclear do hidrogênio em hélio por meio do mecanismo de cadeia próton-próton (PP). Consequentemente, essas estrelas emitem relativamente pouca luz, às vezes tão pouco quanto .mw-parser-output .frac{white-space:nowrap}.mw-parser-output .frac .num,.mw-parser-output .frac .den{font-size:80%;line-height:0;vertical-align:super}.mw-parser-output .frac .den{vertical-align:sub}.mw-parser-output .sr-only{border:0;clip:rect(0,0,0,0);height:1px;margin:-1px;overflow:hidden;padding:0;position:absolute;width:1px}1⁄10.000 a do Sol, embora isso ainda implicasse em uma produção de energia da ordem de 1022 watts (10 trilhões de gigawatts). Mesmo as maiores anãs vermelhas (por exemplo HD 179930, HIP 12961 e Lacaille 8760) têm apenas cerca de 10% da luminosidade do Sol. Em geral, as anãs vermelhas com menos de 0.35 M☉ transportam energia do núcleo para a superfície por convecção. A convecção ocorre devido à opacidade do interior, que possui uma alta densidade em relação à temperatura. Como resultado, a transferência de energia por radiação é diminuída e, em vez disso, a convecção é a principal forma de transporte de energia para a superfície da estrela. Acima dessa massa, uma anã vermelha terá uma região ao redor de seu núcleo onde a convecção não ocorre.

Os padrões espectrais para estrelas de classe M mudaram ligeiramente ao longo dos anos, mas se estabilizaram um pouco desde o início da década de 1990. Parte disso se deve ao fato de que mesmo as anãs vermelhas mais próximas são bastante desbotadas e suas cores não se registram bem em emulsões fotográficas usadas no início a meados do século XX. O estudo de anãs M médio a tardio avançou significativamente apenas nas últimas décadas, principalmente devido ao desenvolvimento de novas técnicas astrográficas e espectroscópicas, dispensando placas fotográficas e progredindo para dispositivos de pares carregados (CCDs) e matrizes sensíveis ao infravermelho. O sistema revisado Yerkes Atlas (Johnson & Morgan, 1953) listou apenas duas estrelas padrão espectrais de classe M: HD 147379 (M0V) e HD 95735/Lalande 21185 (M2V). Enquanto HD 147379 não foi considerado um padrão por classificadores especialistas em compêndios de padrões posteriores, Lalande 21185 ainda é um padrão primário para M2V. Robert Garrison não lista nenhum padrão "âncora" entre as anãs vermelhas, mas o Lalande 21185 sobreviveu como um padrão M2V por meio de muitos compêndios. A revisão sobre a classificação MK de Morgan & Keenan (1973) não continha os padrões das anãs vermelhas. Em meados da década de 1970, estrelas padrão anãs vermelhas foram publicadas por Keenan & McNeil (1976) e Boeshaar (1976), mas infelizmente havia pouco acordo entre os padrões. Como estrelas mais frias posteriores foram identificadas na década de 1980, ficou claro que uma revisão dos padrões das anãs vermelhas era necessária. Baseando-se principalmente nos padrões Boeshaar, um grupo do Observatório Steward (Kirkpatrick, Henry, & McCarthy, 1991) preencheu a sequência espectral de K5V a M9V. São essas estrelas anãs padrão de classe M que sobreviveram em grande parte como os principais padrões até os dias atuais. Houve mudanças desprezíveis na sequência espectral da anã vermelha desde 1991. Padrões adicionais das anãs vermelhas foram compilados por Henry et al. (2002), e D. Kirkpatrick revisou recentemente a classificação das anãs vermelhas e estrelas padrão na monografia de 2009 de Gray & Corbally. Os padrões espectrais primárias de anãs M são: Gliese 270 (M0V), Gliese 229A (M1V), Lalande 21185 (M2V), Gliese 581 (M3V), Gliese 402 (M4V), Gliese 51 (M5V), Wolf 359 (M6V), van Biesbroeck 8 (M7V), VB 10 (M8V), LHS 2924 (M9V).

Muitas anãs vermelhas são orbitadas por exoplanetas, mas grandes planetas do tamanho de Júpiter são comparativamente raros. Levantamentos Doppler de uma ampla variedade de estrelas indicam que cerca de 1 em 6 estrelas com o dobro da massa do Sol são orbitadas por um ou mais planetas do tamanho de Júpiter, contra 1 em 16 para estrelas semelhantes ao Sol e a frequência de planetas gigantes próximos (do tamanho de Júpiter ou maiores) orbitando anãs vermelhas é apenas 1 em 40. Por outro lado, pesquisas de microlente indicam que planetas com a massa de Netuno de longo período orbital são encontrados em torno de 1 em cada 3 anãs vermelhas. As observações com o HARPS indicam ainda que 40% das anãs vermelhas têm um planeta da classe "Superterra" orbitando na zona habitável onde pode existir água líquida na superfície. Simulações de computador de formação de planetas em torno de estrelas de baixa massa prevêem que planetas do tamanho da Terra são mais abundantes, mas mais de 90% dos planetas simulados são pelo menos 10% de água em massa, sugerindo que muitos planetas do tamanho da Terra orbitando anãs vermelhas estão cobertas por oceanos profundos.

Evidências modernas sugerem que os exoplanetas em sistemas de anãs vermelhas são extremamente improváveis de serem habitáveis. Apesar de seu grande número e longa expectativa de vida, há vários fatores que podem dificultar a vida em exoplanetas ao redor de uma anã vermelha. Em primeiro lugar, os exoplanetas na zona habitável de uma anã vermelha estariam tão próximos da estrela hospedeira que provavelmente estariam bloqueados pelas marés. Isso significaria que um lado estaria na luz do dia perpétua e o outro na noite eterna. Isso poderia criar enormes variações de temperatura de um lado do planeta para o outro. Essas condições parecem dificultar a evolução de formas de vida semelhantes às da Terra. E parece que há um grande problema com a atmosfera desses planetas bloqueados por maré: a zona noturna perpétua seria fria o suficiente para congelar os gases principais de suas atmosferas, deixando a zona diurna nua e seca. Por outro lado, porém, uma teoria propõe que uma atmosfera densa ou um oceano planetário poderia potencialmente fazer circular calor ao redor de tal planeta.