ESTRELLAS ENANAS

Desde los orígenes de los tiempos, a lo largo de la historia de la humanidad, se calcula que más de 100.000 millones de seres humanos han alzado su vista al cielo para contemplar el cosmos.

Teniendo en cuenta que el telescopio de Galileo fue presentado hace tan solo casi 410 años, únicamente una microscópica fracción de toda esa gente ha podido llegar a conocer de cerca a “esos extraños puntos brillantes que tililan en el cielo”.

Durante toda la saga EXTRASOLAR, hemos hecho especial hincapié en la enorme importancia de la ambición científica por cuestionarse nuevas preguntas e ingeniar artilugios que ayuden a resolverlas. Humanidad y ciencia siguen caminos separados pero paralelos, y no es hasta hace relativamente muy poco, que no teníamos forma de diferenciar la gran multitud de cuerpos que observábamos, ya que nuestra única herramienta eran nuestros propios ojos.

Es gracias a los telescopios que abarcan todo el rango del espectro electromagnético (radiotelescopios, telescopios de rayos-X, Gamma, infrarrojo o ultravioleta) en órbita y que ven mucho más nítido el cielo en todo su esplendor por la ausencia de atmósfera, entonces se nos descubre un nuevo panorama de posibilidades a la hora de catalogar una estrella.

Para que una estrella sea una estrella, debe producir reacciones de fusión nuclear en su núcleo sosteniendo un equilibrio de gravedad y presión que le permite emitir calor, luz, magnetismo y ondas de radio. Todos el espectro electromagnético junto al de su composición química, masa y tamaño (recordar que el volumen no es relativo al peso), nos permiten clasificar los astros que vemos según sus características.

El diagrama de Hertzsprung-Russell, nos muestra la relación entre la luz que emiten en magnitud absoluta y el tipo espectral de cada estrella observable, gracias a él, también tenemos distinguidas y catalogadas las estrellas gigantes y las enanas; estas últimas las cuales abarcamos en esta entrada, tienen la característica de ser muy pequeñas en comparación con el resto de estrellas y en su mayoría, son los desechos de una estrella anterior que de un modo u otro siguen vivas.

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Diagrama de Hertzsprung-Russell. Debajo se marcan con letras las categorías espectrales de las estrellas en función de su color, que está relacionado con su temperatura y magnitud. La linea central es la “secuencia principal”, para las estrellas más normales y comunes del cosmos, aunque gigantes y enanas quedan al margen. También añadimos una imagen que aparece en la 6ª edición de la revista sol y ciencia de GAME, donde damos más info a cerca del diagrama.

 

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En esta ocasión hablamos de las diferentes clases de estrellas enanas, que están igualmente catalogadas. Como cada estrella enana tiene sus peculiaridades, se hace difícil encontrar patrones comunes en sus características, así que trataremos de definirlas una a una, lo que es inmutable, es que la diferencia de posición respecto a la secuencia principal del diagrama Hertzsprung-Russell , es la que define el color de la estrella y sus dotes principales.

Hemos incluido un total de 7 tipos de estrellas enanas distintas (dejando las de “tipo espectral OB” –http://www.sea-astronomia.es/drupal/content/an%C3%A1lisis-espectrosc%C3%B3pico-de-estrellas-ob-gal%C3%A1cticas), pero incluyendo las “sub-enanas” que son de un tipo mucho más exótico, reciente y variable:

multiComparación de tamaños de izquierda a derecha: E.Amarilla, E.Naranja, E.Roja, E.Carbón-Marrón  y Júpiter.

> Enana amarilla = Nuestro Sol, es el más claro ejemplo de enana amarilla. Suelen tener un peso de entre 0,8 y 1,5 masas solares y temperaturas superficiales de entre 5.300 y 6.800 K. Son de tipo espectral F o G, por lo que su color puede oscilar entre el blanco-verde, blanco, amarillo y anaranjado.  Estas estrellas en un estado sano y equilibrado, se encuentran en el proceso de convertir hidrógeno en helio. Suelen tener una esperanza de vida media de unos 10.000.000.000 años; nuestro Sol ha consumido entre un 45 y un 50% de su vida y cuando llegue al final, del mismo modo que otras estrellas parecidas, expandirá sus capas convirtiéndose en una gigante roja, para luego explotar y dejar en su núcleo reluciente una enana blanca. (Recuerde ver el diagrama de Hertzsprung-Russell para orientarse dentro de la “secuencia principal”).
Se estima que el 10% de todas las estrellas de la Vía Láctea, son estrellas enanas amarillas, más de 20 mil millones para ser exactos.

> Enana blanca = Las enanas blancas, situadas a parte de la secuencia principal del diagrama, son literalmente los restos superviviente de una estrella mayor, en concreto su núcleo, por lo que su fuerza magnética puede llegar a ser mucho más poderosa de lo que suscita su tamaño.
Son un remanente estelar que se generan cuando una estrella ha agotado su combustible y ya no produce nuevas reacciones nucleares. Los átomos en estado de plasma, no tienen una fuente de energía que regule la actividad de sus componentes, por lo que se ven envueltas en un constante tirón gravitatorio que hace densificar, empequeñecer y contraer todo el perímetro de la estrella entera.
En función de unas condiciones determinadas, puede volver a reactivar su actividad si se convierte en binaria con otro cuerpo, o bien terminar de enfriarse y apagarse del todo con los años hasta transformarse en un planeta errante. En su mayoría, el manto y superficie de las enanas blancas están cubiertas de carbono y oxígeno, residuos de la fusión del helio, de ahí su aspecto blanqui-azul. Si la gravedad de esta enana consigue absorber suficiente material colindante, puede que en algún momento vuelva a fusionar átomos y nacer una nueva estrella. Si por otra parte se asocia con otra estrella y se vuelve binaria, el intercambio de materiales podría hacerla llegar a estallar como supernova.

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Enana marrón = Este tipo de extrañas enanas, son objetos de masa subestelar, incapaz por lo tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo. También son conocidas como “estrellas fallidas” y las podemos encontrar en diferentes fases de su evolución. Sin embargo, apenas tienen diferenciación química según la profundidad, ya que sufren o han sufrido en algún momento de su vida un proceso de “convección” desde la superficie hasta su centro, a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales.
En las enanas marrones el proceso de convección se produce a gran escala. Esto quiere decir que materiales del manto y de su superficie están en continuo transito, mezclándose constantemente dado que su equilibrio hidrostático es casi nulo y las temperaturas y presiones interiores de la estrella no son fijas, creando corrientes de partículas que hacen bucles ascendentes y descendentes que enfrían toda la estrella, de hecho, su temperatura superficial oscila tan solo entorno a 800 y 2000 K en su fase todavía activa. Las enanas marrones representan las estrellas más viejas y apagadas, son muy pequeñas y muy ricas en recursos variados de todo tipo. Son el paso previo a convertirse en sub-enanas, apagarse del todo, y vivir durante el resto de sus días como un planeta errante. De hecho, se ha encontrado una candidata que podría estar en esa fase y tener temperaturas superficiales cercanas a los 25-30 grados Centígrados. Otra, la cuarta estrella más cercana al Sol, podría estar a temperaturas más bajas que en el polo norte.

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> Enana naranja = En las enanas naranjas todavía perdura algo de actividad nuclear ya que siguen fusionando hidrógeno, son todas de tipo espectral K, de un tamaño de 0,5 a 0,8 Soles, y una temperatura superficial de entre 3.900 y 5.200 K. Pese a ser bastante más pequeñas y menos luminosas que las enanas amarillas como nuestro Sol, los parámetros que fijan su equilibrio hidrostático están muchísimo más definidos, prolongando así su vida entre 15.000 y 30 mil millones de años, entre el doble y el triple que el Sol, de ahí que estas estrellas despertaran el interés para la búsqueda de vida inteligente fuera de nuestro planeta, ya que son estrellas tan “pacíficas” y estables durante tanto tiempo, que se considera que sus sistemas planetarios colindantes pueden tener un orden gravitatorio mucho más estricto que los del caótico sistema solar primigenio (por ejemplo); dicha estabilidad, podría favorecer la no-destrucción de planetas con vida.

> Enana roja = Si los ojos humanos estuviesen capacitados para ver todas las enanas rojas del firmamento, veríamos que está literalmente plagado. Todas ellas, de un tamaño entre Júpiter y la Tierra, iluminan muy poco. La enana roja más brillante detectada hasta la fecha no brillaba más que un 10% que el Sol. Con una masa inferior al 40% de la solar y una temperatura baja (4000K), estas estrellas de tipo espectral K o mayormente M, fabrican un tipo de reacción nuclear muy débil pero estable llamada “cadena protón-protón”. Este sistema las hace únicas pese a su abundancia, ya que las proclaman como las más antiguas del universo. Nunca se ha visto una enana roja muriendo o apagándose, simplemente van apareciendo más y más. Uno de los misterios actuales de la astronomía moderna es explicar la ausencia de metales en las enanas rojas. Esto “puede” influir en su larga vida, de 200.000 años a varios miles de millones, aunque al igual que con las estrellas marrones, se sabe que un proceso de convección constante se origina entre las diferentes capas de la estrella, facilitando la dispersión de la radiación y la regulación de helio en su núcleo.

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> Enana de carbono = Este tipo de enanas son muy raras. Una estrella de carbono es parecida a una enana roja, aunque ocasionalmente puede serlo, ya que su clasificación en el diagrama de Hertzsprung-Russell es muy variable.
Principalmente su superficie y atmósfera, tienen más carbono que oxígeno (a diferencia de la mayoría), estos dos elementos se combinan en las capas más externas de la estrella formando monóxido de carbono, el cual consume todo el oxígeno en la atmósfera, dejando el carbono de nuevo libremente y con mayor abundancia. Esto le da una apariencia tiznada de color rojo/rubí hacia el observador. Aunque hay de dos tipos, las clásicas y no-clásicas, en un principio solo se dan durante un período corto después de la explosión estelar, cuando los restos todavía están muy calientes y colindantes. Progresivamente se suelen ir transformando en enanas blancas muy calientes como nuestro futuro Sol, aunque más pequeñas. Otra de las principales rarezas de estos cuerpos, puede llegar a ser su temperatura, ya que algún espécimen de las mismas se ha comprobado ser sospechosamente tenue. Este efecto haría cristalizar el carbono colindarte y superficial, generando diamantes de proporciones épicas.  

Sub-enanas = Este extraño tipo de estrellas, son muy poco frecuentes y están divididas en diferentes clases en función de las características de los especímenes encontrados. Para hacerse una idea, como la Estrella de Kapteyn (una de las sub-enanas más comunes), solo hay entre 0,1 y 0,2% de todas las estrellas del universo explorado.
El término subenana fue acuñado por Gerard Peter Kuiper en 1939 para referirse a una serie de estrellas con espectro anómalo que antes se habían etiquetado como “enanas blancas intermedias”.  Se pueden diferenciar en diferentes tipos según su categoría espectral, pero por lo general, se hace 2 clasificaciones importantes: Las sub-enanas frías y las sub-enanas calientes.
Al igual que las estrellas normales de la secuencia principal, las subenanas frías (de tipos espectrales G a M) generan su energía mediante la fusión nuclear del hidrógeno. Se mueven bastante más deprisa que el Sol y dada su baja concentración de metalicidad, dejan escapar un mayor porcentaje de luz ultravioleta.
Las estrellas sub-enanas calientes todavía no se sabe a ciencia cierta el origen de su formación. Por un lado, se desconoce cómo se forman, o qué mecanismos provocan que una estrella gigante roja se desprenda de la mayor parte de su envoltura de hidrógeno para dar lugar a una subenana caliente. Y, por otro, se trata de estrellas con apariencia similar a otros tipos de estrellas azules, como las enanas blancas o las estrellas de tipo OB, lo que dificulta su correcta catalogación y estudio. De hecho, su hallazgo se produjo en una campaña de búsqueda de enanas blancas.

sub-enana

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(English Version = fatima@meteorologiaespacial.es)

(Category = Alternative Ending of a star)

From the beginning of time, throughout history, over 100,000 million people have raised their eyes to heaven to contemplate the cosmos.
Taken into account that Galileo’s telescope was introduced only 400 years ago, only a microscopic fraction of all those people could get to know closely to “those strange bright spots and colourful sky”.
Throughout the EXTRASOLAR saga, we emphasized specially on the enormous importance of scientific ambition to question and form new questions and gadgets to help us to resolve them. Humanity and science follow separate but parallel paths, and it was not until relatively recently, that we had no way to differentiate the multitude of different objects we watched, because our sole catalysts were our own eyes (and with all the imperfections that limit our vision).
It is thanks to radio telescopes, UV or X-rays telescopes, added to the space observatories in orbit and that look much sharper heaven by the absence of atmosphere, that we then discover a new vista of possibilities when cataloguing a star.

As it is well known, a star must produce nuclear fusion reactions in its core. Thus, it maintains a balance of gravities that allows it to emit heat, light, magnetism and radio waves. All these parameters next to its chemical composition, mass and size (remember that is not the same volume that weight), allow us to classify the stars we see as a pattern.

The Hertzsprung-Russell diagram shows us the relationship between absolute magnitude and spectral type of every observable star.Thanks to it, we also have distinguished and classified giant stars and the dwarf ones. The latter have the characteristic of being very small compared to the rest and they are mostly a waste of a previous star that somehow it is still alive.

Now we talk about the different types of dwarf stars that are officially catalogued. As each dwarf has their unique and different characteristics, it is difficult to find common patterns in their characteristics, so we try to define them one by one to their subsequent valuation, but if one thing is certain, it is that the difference in position on the main sequence Hertzsprung-Russell diagram, it is what defines the colour of the star and their main qualities.

We decided to include a total of 7 different types of dwarf (skipping one), but including the sub-dwarfs (which are of a more exotic, recent and floating type):

> Yellow Dwarf = Our Sun is the clearest example of a yellow dwarf. They usually have a weight between 0.8 and 1.5 solar masses and surface temperatures between 5300 and 6800K. They are of F or G spectral type, so that their colour ranges from white-green, white, yellow and orange. These stars, in a healthy and balanced state, are in the process of converting hydrogen into helium. They usually have a mean life expectancy of about 10 billion years.Our Sun has consumed between 45 and 50% of its life and when it reaches the end, the same way as other similar stars, it will expand its layers becoming a red giant and then it will explode and leave in its core a gleaming white dwarf. (Remember to see the Hertzsprung-Russell diagram to orient within the “main sequence”). It is estimated that 10% of all stars in the Milky Way are yellow dwarf stars (more than 20 billion to be exact).

> White Dwarf = White dwarfs, located apart of the main sequence diagram, are literally the surviving remains of a major star, specifically its core, so its magnetic force can be much more powerful than it raises its size.
They are a stellar remnant that are generated when a star has exhausted its fuel and no longer produces new nuclear reactions. The atoms in the plasma state, they haven’t got a power source that regulates the activity of their components, so they are wrapped in a constant gravitational pull that makes densify, belittle and getting around the perimeter of the entire star. Depending on certain conditions, it can reactivate its activity if it becomes binary with another object or finishes cooling on and off at all over the years. Mostly, the mantle and surface of white dwarfs are covered with carbon and oxygen, helium fusion waste, hence its white-blue appearance. If the gravity of this dwarf achieves to absorb enough adjoining material,it may eventually merge atoms and born again a new star.

> Brown Dwarf = These kind of strange dwarfs are sub-stellar mass objects, unable therefore, to maintain continuous hydrogen fusion nuclear reactions in its core. They are also known as “failed stars” and can be found in different stages of their evolution. However, they have little chemical differentiation according to depth, because they suffer or have suffered at some point in their life a convection process from the surface to the centre, because of weak fusion reactions of residual isotopes.
In brown dwarfs, the convection process occurs on a large scale. This means that materials of the mantle and its surface are in continuous transit, mixing constantly because the hydrostatic equilibrium is almost zero and indoor temperatures and pressures of the star are not fixed, creating streams of particles that make ascending and descending loops that cool all the star.In fact, its surface temperature is only around 800 and 2000 K. Brown dwarfs represent the oldest and off stars.They are very small and very rich in diverse resources of all kinds. They are the first step to become sub-dwarf, off at all, and live for the rest of their days as a wandering planet. In fact, we have found a candidate who could be on that stage and has surface temperatures around at 25-30 degrees C.
+ Http://ciencia.nasa.gov/ciencias-especiales/23aug_coldeststars/

>Orange Dwarf = In the orange dwarfsit still lingers some nuclear activities as they continue fusing hydrogen.They are all spectral type K, size of 0.5 to 0.8 Suns, and surface temperature between 3,900 and 5,200 K. Despite being far smaller and less bright than the yellow dwarfs like our Sun, the parameters that set their hydrostatic equilibrium are much more defined, thus prolonging their life between 15,000 and 30 billion years, between two and three times the Sun, hence these stars awaken interest in the search for intelligent life outside our planet. They are stars as “peaceful” and stable for so long, that it is considered that its neighbouring planetary systems may have a gravitational order much stricter than the chaotic primordial solar system (for example).

> Red Dwarf = If human eyes were able to see all the red dwarfs in the sky, we would see that it is literally littered. All of them, of a size between Jupiter and Earth, illuminate very little. The brightest red dwarf detected to date didn’t bright more than 10% of the Sun. With a mass less than 40% of the solar one and low temperature (4000K), these stars of spectral type K or mostly M, manufacture a type of very weak but stable nuclear reaction called “proton-proton chain.” This system makes them unique despite their abundance, as proclaimed them as the oldest in the Universe. You’ve never seen a red dwarf dying or fading; simply there are appearing more and more. One of the current mysteries of modern astronomy is to explain the absence of metals in the red dwarfs. This “may” affect their long life 200,000 years to several billion, although like brown stars, it is known that a process of constant convection arises between different layers of the star, facilitating the dispersion of radiation and regulation of helium in its core.

> Dwarf carbon = Those dwarfs are very rare. A carbon star is like a red dwarf, but may occasionally be it, because their classification in the Hertzsprung-Russell diagram is very variable.
Mainly its surface and atmosphere have more carbon than oxygen (unlike most). These two elements are combined in the outer layers of the star forming carbon monoxide, which consumes all the oxygen in the atmosphere, leaving the carbon again freely and with greater abundance. This gives it a sooty appearance of red / ruby ​​towards the observer. Although there are two types, classical and non-classical, initially they are only given for a short period after the stellar explosion, when the remains are still very hot and surrounding. Progressively they are usually becoming in very hot white dwarfs as our future Sun, though smaller. Another major rarity of these objects could become its temperature, because a specimen of this group has been proven to be very dim. This effect would crystallize the adjacent and surface carbon, creating a diamond of epic proportions.
+ http://www.europapress.es/ciencia/noticia-descubren-estrellas-frias-temperaturas-similares-cuerpo-humano-20110824132022.html

Sub-dwarfs = This strange kind of stars are very rare and are divided into different classes according to the characteristics of the specimens founded. To get an idea, as the Star of Kapteyn (one of the most common sub-dwarfs), there are only between 0,1 and 0,2% of all stars in the universe explored.
The term “subdwarf “ was named by Gerard Peter Kuiper in 1939 to refer to a number of stars with anomalous spectrum that they had previously been labelled “intermediate white dwarfs”. They can be differentiated into different types according to their spectral class, but usually there are 2 major classifications: The sub-dwarf cold and hot ones.
Like normal main sequence stars, cold subdwarfs (spectral types G to M) generate their energy by nuclear fusion of hydrogen. They move quite as fast as the Sun and due to their low concentration of metal, they let out a higher percentage of ultraviolet light.
We do not yet known with certainty the origin of the formation of hot sub-dwarfs. On the one hand, it is unknown how they form, or what mechanisms cause a red giant star comes off from most of its hydrogen envelope to give a hot subdwarf. And, secondly, they are stars similar to other types of blue stars, such as white dwarfs or OB type stars, which hinders its proper cataloguing and study. In fact, their discovery was made while a searching campaign of white dwarfs.

 

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