Nana rossa: differenze tra le versioni

Si tratta della tipologia stellare più diffusa nell'[[universo]]: le nane rosse costituiscono infatti almeno il 67,5% di tutte le stelle presenti nella [[Via Lattea]]<ref name="burrows">{{cita pubblicazione | autore = A. Burrows | coautori= W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine | titolo= An expanded set of brown dwarf and very low mass star models | rivista= [[Astrophysical Journal]] | anno= 1993 | volume= 406 | numero= 1 | pp= 158–171 | url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K | doi = 10.1086/172427 | accesso= 11 ottobre 2008 | dataarchivio= 3 marzo 2008 | urlarchivio= https://web.archive.org/web/20080303080455/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K | urlmorto= no }}</ref> e recenti studi indicano che possano essere anche l'80%<ref>{{cita web|url=http://www.eso.org/public/news/eso1214/|titolo=Miliardi di Pianeti Rocciosi Nella Zona Abitabile Intorno alle Nane Rosse della Via Lattea|accesso=1 aprile 2012|dataarchivio=31 marzo 2012|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120331180944/http://www.eso.org/public/news/eso1214/|urlmorto=no}}</ref>. Hanno [[massa (fisica)|masse]] comprese tra 0,4 e 0,08 [[massa solare|masse solari]], che costituisce il limite minimo perché una stella possa dirsi tale: al di sotto di questo limite infatti non si creano le condizioni di temperatura e pressione tali da innescare le [[reazione nucleare|reazioni]] di [[fusione nucleare|fusione]] dell'[[idrogeno]] in [[elio]]. Al di sotto di questa massa limite si trovano le [[nana bruna|nane brune]], oggetti che possiedono una massa troppo piccola per compiere la fusione nucleare, ma comunque nettamente superiore a quella di un pianeta.<ref name="burrows"/>

Si ritiene che le nane rosse, data la loro abbondanza nella nostra [[galassia]] (o per lo meno nelle vicinanze del [[Sole]]), siano la tipologia stellare più diffusa nell'[[universo]].<ref name="burrows"/> [[Proxima Centauri]], la stella più vicina al [[sistema solare]], è una nana rossa (classe M5, [[magnitudine apparente]] 11,05), così come venti delle trenta [[stelle più vicine alla Terra]]. Tuttavia, a causa della loro bassa [[luminosità (astronomia)|luminosità]], le singole nane rosse non sono facilmente osservabili, tanto da risultare completamente invisibili ad occhio nudo<ref>{{cita web |url=http://kencroswell.com/thebrightestreddwarf.html |titolo= The Brightest Red Dwarf| |autore= Ken Croswell |accesso=6 luglio 2008 |dataarchivio=23 marzo 2017 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170323124419/http://kencroswell.com/thebrightestreddwarf.html |urlmorto=no }}</ref>. Anche nelle vicinanze del Sole, non tutte le nane rosse sono state finora scoperte.

Le nane rosse sono stelle con [[massa (fisica)|massa]] piccola, generalmente non superiore al 40% della [[massa solare|massa]] della nostra stella, il [[Sole]].<ref name="richmond">{{cita web | autore=Michael Richmond | data= 10 novembre 2004 | url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | titolo=Late stages of evolution for low-mass stars | editore= Rochester Institute of Technology | accesso=19 settembre 2007 | dataarchivio=4 settembre 2017 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170904224040/http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | urlmorto=no }}</ref> Di conseguenza, possiedono delle [[temperature]] [[nucleo solare|nucleari]] relativamente basse, appena sufficienti perché abbia luogo la [[fusione nucleare|fusione]] dell'[[idrogeno]] in [[elio]] tramite la [[catena protone-protone]]. Per questo motivo le nane rosse emettono una debole quantità di [[luce]], spesso inferiore a un decimillesimo della quantità di [[radiazione solare|radiazione]] emessa dal Sole; anche le nane rosse più grandi arrivano a possedere al massimo il 10% della [[luminosità solare]].<ref name="chabrier">{{cita pubblicazione | autore=G. Chabrier| coautori= I. Baraffe, B. Plez | titolo= Mass-Luminosity Relationship and Lithium Depletion for Very Low Mass Stars | rivista=Astrophysical Journal Letters | anno=1996 | volume=459 | pp=L91–L94 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...459L..91C |accesso=19 settembre 2007 | doi = 10.1086/309951}}</ref>

[[File:Red dwarf lifetime-it.png|left|thumb|La durata della [[sequenza principale]] di una nana rossa confrontata con la propria massa in relazione alla massa solare.<ref name="red main sequence">{{cita conferenza | autore= Fred C. Adams | coautori=Gregory Laughlin; Genevieve J. M. Graves | titolo=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence | conferenza=Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets | pagine=46–49 | editore= Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A | accesso=24 giugno 2008 | dataarchivio=10 agosto 2013 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20130810082305/http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A | urlmorto=no }}</ref>]]

Poiché dunque le nane rosse sono completamente convettive, l'elio non si accumula immediatamente in un nucleo inerte e quindi, rispetto ad altre stelle più massicce, come proprio il Sole, arrivano a fondere una quantità di idrogeno proporzionalmente maggiore prima di lasciare la [[sequenza principale]]. Di conseguenza, la durata del [[evoluzione stellare|ciclo vitale]] di una nana rossa sarebbe di gran lunga superiore all'[[età dell'Universo]]; pertanto, le stelle con masse inferiori a 0,8 [[Massa solare|M_☉]] non hanno ancora avuto il tempo di lasciare la sequenza principale.<ref name="red main sequence"/> Infatti, quanto più piccola è la massa della nana rossa, tanto più lunga sarà la durata del suo ciclo vitale. Si ritiene che la durata dell'evoluzione di una nana rossa sia superiore a quella del Sole di un fattore pari alla terza o alla quarta potenza del rapporto tra la massa del Sole e la massa della nana rossa; sicché, la sequenza principale di una nana rossa di 0,1 M_☉ può durare per 10&nbsp;000 [[bilione|bilioni]] (10¹³, 10&nbsp;000 miliardi) di anni.<ref name="richmond"/><ref name="adams">{{cita web|url=httphttps://arxiv.org/abs/astro-ph/9701131v1|titolo=A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects|autore=Fred C. Adams, Gregory Laughlin|anno=1996|accesso=3 maggio 2019|dataarchivio=1 marzo 2019|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190301161306/https://arxiv.org/abs/astro-ph/9701131v1|urlmorto=no}}</ref> Man mano che diminuisce la quantità di idrogeno all'interno della stella, la velocità delle reazioni nucleari rallenta progressivamente mentre il nucleo inizia a contrarsi. L'[[energia gravitazionale]] generata da questa contrazione è convertita in [[energia termica]], la quale viene portata in superficie dalla convezione.<ref name="Koupelis">{{cita libro | autore= Theo Koupelis | anno=2007 | titolo= In Quest of the Universe | url= https://archive.org/details/inquestofunivers00koup | editore= Jones & Bartlett Publishers | isbn=0-7637-4387-9 }}</ref>

Un mistero che non è ancora stato risolto riguarda l'assenza nelledelle nane rosse di povere indi [[metallicità|metalli]] (gli [[elemento chimico|elementi]] più pesanti di idrogeno ed elio). I modelli fisico-matematici sviluppati sull'evoluzione cosmica suggeriscono che la prima generazione di stelle fosse costituita solamente da idrogeno, elio e tracce di [[litio]] (elementi prodotti nella [[nucleosintesi|nucleosintesi primigeniaprimordiale]]). Se tra queste stelle primitive vi fossero state le nane rosse, esse sarebbero ancor'oggi osservabili; tuttavia, nessuna di esse è ancora stata identificata. Una possibile spiegazione a tale mancanza è che in tali condizioni di abbondanza di elementi potessero svilupparsi solo stelle molto massicce, le cosiddette stelle di [[popolazioni stellari|popolazione III]], che bruciarono molto velocemente le proprie riserve di idrogeno rilasciando, dopo la loro fine, gli elementi pesanti che permisero la [[formazione stellare|formazione]] delle prime nane. Delle spiegazioni alternative, come quella che vorrebbe le nane rosse povere in metalli molto più deboli e rare dal punto di vista numerico, sono ritenute molto meno verosimili, in quanto sembrano andare contro i modelli dell'evoluzione stellare.<ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ARA&A..38..337C | titolo= Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects| autore= Gilles Chabrier, Isabelle Baraffe| rivista= Annual Review of Astronomy and Astrophysics| volume= 38| anno= 2000| pp= 337–377| accesso= 6 agosto 2020| dataarchivio= 30 giugno 2019| urlarchivio= https://web.archive.org/web/20190630194448/http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ARA%26A..38..337C| urlmorto= no}}</ref>

Finché la fusione, all'interno della nana rossa, procede lentamente ed i [[convezione|moti convettivi]] rimescolano la materia all'interno dell'astro, la stella permane nella sequenza principale.<ref name="Adams 2005">{{Cita pubblicazione| rivista=Astronomische Nachrichten| volume= 326| numero=10| pp=913–919| anno= 2005| titolo=M dwarfs: planet formation and long term evolution| nome=F. C.| cognome= Adams| coautori= P. Bodenheimer, G. Laughlin| bibcode=2005AN....326..913A| doi=10.1002/asna.200510440| url=http://www3.interscience.wiley.com/cgi-bin/abstract/112210517/?CRETRY=1&SRETRY=0| urlmorto=sì}}</ref>

RecentementeAgli inizi del [[XXI secolo]] sono stati scoperti diversi [[pianeta extrasolare|pianeti extrasolari]] in [[orbita]] attorno a delle nane rosse. Nel [[2005]] è stato scoperto attorno alla stella [[Gliese 581]] un pianeta di massa paragonabile a [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]] ([[Gliese 581 b]], circa 17 [[Massa terrestre|M_⊕]]), che le orbita ad una distanza media di appena 6 milioni di [[chilometro|km]] (0,04 [[Unità astronomica|UA]]); data la vicinanza e nonostante la debolezza della stella, il pianeta possiede una temperatura superficiale di 150 [[Celsius|°C]]. Nel [[2006]] è stato scoperto un pianeta ancora meno massiccio ([[OGLE-2005-BLG-390Lb]], solamente 5,5 M_⊕) intorno alla nana [[OGLE-2005-BLG-390L]]; orbita attorno all'astro ad una distanza di circa 390 milioni di km (2,6 UA) e possiede una temperatura superficiale molto bassa, corrispondente a −220&nbsp;°C (56 [[Kelvin|K]]).

L'[[abitabilità planetaria|abitabilità]] dei sistemi delle nane rosse è oggetto di dibattito presso gli astrofisici e gli [[astrobiologia|astrobiologi]].<ref>{{cita web |autore=Ken Croswell |url=httphttps://www.newscientist.com/article/mg16922754.200-red-willing-and-able.html |titolo= Red, willing and able |accesso=5 agosto 2007 |data=27 gennaio 2001 |editore=[[New Scientist]] |dataarchivio=11 marzo 2012 |urlarchivio=https://www.webcitation.org/664nYSMhb?url=http://www.newscientist.com/article/mg16922754.200-red-willing-and-able.html |urlmorto=no }}</ref> A dispetto del loro grande numero e della grande durata del loro ciclo vitale, vi sono diversi fattori che pregiudicherebbero lo sviluppo della [[vita]] in un pianeta orbitante attorno ad una nana rossa. ''In primis'', i pianeti nella zona abitabile di una nana rossa dovrebbero essere così vicini alla stella da risentire delle [[forza di marea|interazioni mareali]] dell'astro, che bloccherebbero il pianeta su una [[rotazione sincrona]]; ciò significherebbe che un emisfero del pianeta sarebbe eternamente illuminato mentre l'emisfero opposto sarebbe sempre al buio. Per questo motivo potrebbero venirsi a creare delle enormi variazioni termiche tra la zona in ombra e la zona illuminata del pianeta che renderebbe difficoltosa l'evoluzione di forme di vita simili a quelle terrestri.<ref name="sciam">{{cita web| url= http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa004&articleID=000CC344-B043-1353-AF3383414B7FFE9F | titolo= Red Star Rising : Small, cool stars may be hot spots for life| editore= [[Scientific American]]| data= novembre 2005| accesso= 11 ottobre 2008| urlarchivio= https://web.archive.org/web/20071012142513/http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa004&articleID=000CC344-B043-1353-AF3383414B7FFE9F| dataarchivio= 12 ottobre 2007| urlmorto= sì}}</ref> D'altro canto, recenti teorie suggeriscono che anche una debole [[atmosfera]] o un [[oceano]] planetario potrebbero potenzialmente far circolare il calore sul pianeta.<ref name="henry">{{cita web |url=http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=1694 |titolo=M Dwarfs: The Search for Life is On, Interview with Todd Henry |data= 29 agosto 2005 |accesso=5 agosto 2007 |editore=Astrobiology Magazine |dataarchivio=11 marzo 2012 |urlarchivio=https://www.webcitation.org/664sA3rd4?url=http://www.astrobio.net/interview/1694/m-dwarfs-the-search-for-life-is-on |urlmorto=no }}</ref> Un altro problema, sempre legato alla presenza di un'[[orbita sincrona]], potrebbe portare il pianeta a non avere una magnetosfera utile a proteggere l'atmosfera, così come avviene sulla terraTerra. Nel corso di milioni di anni il seppur limitato vento solare di questo tipo di stella potrebbe asportare totalmente l'atmosfera del pianeta, rendendolo sterile e arido come è accaduto su Marte .

Il 22 febbraio 2017 ha destato molto clamore la notizia della scoperta di un sistema composto da sette [[Pianeta extrasolare|esopianeti]] di [[Pianeta terrestre|dimensioni terrestri]] orbitanti attorno a [[TRAPPIST-1]], una nana rossa ultrafredda di [[classe spettrale]] M8, distante 39,5 [[anni luce]] dal [[sistema solare]], osservabile nella costellazione dell'[[Aquario (costellazione)|costellazione dell'Aquario]]. La scoperta è stata effettuata tramite il [[metodo del transito]].<ref name="nature2017">{{cita pubblicazione|autore=Michaël Gillon|data=23 febbraio 2017|titolo=Seven temperate terrestrial planets around the nearby ultracool dwarf star TRAPPIST-1|url=https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1706/eso1706a.pdf|volume=542|doi=10.1038/nature21360|rivista[[Nature]]|etal=s|pp=456–460}}</ref><ref name="NASA">{{cita web|url=https://www.nasa.gov/press-release/nasa-telescope-reveals-largest-batch-of-earth-size-habitable-zone-planets-around|titolo=NASA Telescope Reveals Largest Batch of Earth-Size, Habitable-Zone Planets Around Single Star|data=22 febbraio 2017|accesso=22 febbraio 2017}}</ref>

* {{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | url= https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | editore= Princeton University Press | anno=1958 | isbn=0-691-08044-5 | lingua=en }}

* {{cita libro | nome=Victor G. | cognome=Szebehely | coautori=Richard B. Curran| anno=1985 | titolo=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies | url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato | editore=Springer | isbn=90-277-2046-0 | lingua=en }}

* {{cita libro | nome = Cliff | cognome = Pickover| anno =2001 |titolo=The Stars of Heaven | url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick | città= Oxford| editore=Oxford University Press | isbn=0-19-514874-6| lingua=en}}

* [[Stella a flare|Nana rossa a flarebrillamento]] (variabili [[UV Ceti]])

{{interprogetto|commons=Category:Red dwarfs}}

* {{cita web|1=http://www.aavso.org/vstar/vsots/fall03.shtml|2=Stelle variabili|lingua=en|accesso=11 ottobre 2008|dataarchivio=5 marzo 2004|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20040305021303/http://www.aavso.org/vstar/vsots/fall03.shtml|urlmorto=sì}}

* {{cita web|httphttps://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/flares.html|Stellar Flares|lingua=en}}