Nane rosse

Le nane rosse sono delle stelle piccole e non troppo calde, con una temperatura superficiale che non supera i 3500 gradi Kelvin. Sono caratterizzate da un colore rosso con sfumature vanno dal giallo intenso all'arancione. Queste stelle appartengono alle stelle di classe M che si trovano nella fase della sequenza principale del diagramma di Hertzsprung-Russell. Le loro masse variano da 0,4 a 0,08 volte la massa del Sole, che è il limite minimo affinché un oggetto celeste possa essere considerato una stella. Sono stelle stabili e molto longeve, poiché la loro massa ridotta rallenta la reazione nucleare dell'idrogeno che avviene molto lentamente. Le nane rosse sono le stelle più comuni nell'universo. Circa 2/3 delle stelle della nostra galassia, la Via Lattea, sono nane rosse. Alcuni studi recenti suggeriscono che potrebbero rappresentare addirittura l'80% del totale delle stelle.

Al di sotto 0,08 masse solari non si raggiungono le condizioni necessarie per avviare le reazioni di fusione che trasformano l'idrogeno in elio. Quando la massa è inferiore a questo limite, incontriamo le nane brune: corpi celesti che non hanno abbastanza massa per sostenere la fusione nucleare, ma sono comunque molto più massicci di un pianeta. Quindi, le nane rosse sono le stelle meno massive esistenti,

Queste stelle di piccola massa, non superiore al 40% di quella del Sole, hanno temperature nucleari relativamente basse, ma sufficienti per sostenere la fusione dell'idrogeno in elio. La loro luce debole, spesso meno di un decimillesimo di quella solare, deriva da questa fusione limitata. Tuttavia, le nane rosse hanno una caratteristica unica: trasportano energia dal nucleo alla superficie attraverso la convezione, un processo favorito dalla loro densità e opacità interna.

La convezione impedisce l'accumulo di elio in un nucleo inerte, permettendo alle nane rosse di fondere più idrogeno rispetto a stelle più grandi prima di uscire dalla sequenza principale. Di conseguenza, hanno una vita estremamente lunga, ben oltre l'età attuale dell'universo, con le stelle di massa inferiore a 0,8 masse solari che non hanno ancora lasciato questa fase. La loro lunga durata di vita, che può estendersi fino a 10 bilioni di anni per stelle di 0,1 masse solari, è determinata dalla lentezza delle reazioni nucleari e dalla contrazione graduale del nucleo che mantiene attiva la fusione.

Un esempio di nana rossa di classe M5 è Proxima Centauri, la stella più vicina a noi. Sebbene venti delle trenta stelle più vicine alla Terra siano nane rosse, la loro scarsa luminosità le rende invisibili ad occhio nudo e molte rimangono ancora da scoprire.

Le nane rosse restano nella sequenza principale del loro ciclo vitale finché procedono lentamente nella fusione nucleare e i movimenti convettivi mantengono mescolata la loro materia interna. Col passare del tempo, le stelle tendono a diventare più luminose, e per mantenere l'equilibrio, devono irradiare energia più rapidamente. A differenza di stelle più grandi che diventano giganti rosse aumentando il loro volume, le nane rosse aumentano la velocità delle loro reazioni nucleari. Questo le porta a riscaldarsi, cambiando il loro colore verso il blu. Con il completo esaurimento dell'idrogeno, queste "nane blu" si trasformano poi in nane bianche.

L'abitabilità dei pianeti che orbitano attorno alle nane rosse è un tema molto discusso tra gli scienziati. Nonostante queste stelle siano numerose e longeve, ci sono diversi aspetti che potrebbero ostacolare lo sviluppo della vita su pianeti vicini. Ad esempio, la vicinanza necessaria per rientrare nella zona abitabile potrebbe esporre i pianeti alle conseguenze dei brillantamenti e delle eruzioni di materia della stella. Inoltre, l'assenza di una magnetosfera protettiva potrebbe permettere al vento solare di erodere l'atmosfera pianeta, rendendolo inabitabile.