Nano gorri

Wikipedia(e)tik
Hona jo: nabigazioa, Bilatu

Hertzsprung-Russell diagramaren arabera, nano gorri bat sekuentzia nagusiko izar txiki eta erlatiboki hotz bat da, K berantiar edo M espektru motakoa. Mota honetakoak dira izar gehienak, euren masa eta diametroa gure eguzkiarenaren heren bat baino gutxiago direlarik (0,08 eguzki masatik behera izanez gero nano marroi deritze), eta euren azaleko tenperatura 3500 kelvin baino gutxiagokoa da.

Ezaugarri fisikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nano gorri baten irudikapen artistikoa.

Nano gorriak oso masa baxuko izarrak dira, gure eguzkiarenaren %40a baino masa txikiagoa dutenak. Euren barne tenperatura nahiko baxua da, eta energia erritmo motelean sortzen da, hidrogenoa fusio nuklear bidez helio bihurtuz protoi-protoi katearen bidez. Ondorioz, izar hauek argi gutxi igortzen dute, kasuren batzuetan, eguzki argitasunaren 10.000. zatia baino ez delarik. Nano gorri handienak ere, gure eguzkiaren argitasunaren %10a baino ez du.

Orokorrean, nano gorrietan, energia barnealdetik kanpoaldera konbekzio bidez garraiatzen da. Hau, barnealdearen opakotasunaren ondorioz erradiazioa oso zaila delako gertatzen da, barnealdeak, tenperaturarekin alderatuz nahiko dentsitate altua baitu, eta zailagoa da fotoientzat azaleraino joatea, honen ondorioz, konbekzioa energia igortzeko prozesu eraginkorragoa delarik.

Nano gorriak erabat konbektiboak direnez, helioa ez da nukleoan metatzen, eta gure eguzkia bezalako izar handiagoekin alderatuz, euren hidrogenoaren proportzio handiago bat erre dezakete sekuentzia nagusia utzi aurretik. Emaitza, nano gorrien bizitza estimatua unibertsoaren adina baino handiagoa dela da, beharbada 200.000 milioi eta zenbait bilioi urte bitartekoa, hala, 0,8 eguzki masa baino gutxiagoko izarrek sekuentzia nagusia uzteko astirik izan ez dutelarik. Masa baxuagoko nano gorrien bizitza are luzeagoa da, honen ondorioz euren eboluzioa eredu matematikoen bidez aztertu behar delarik, behaketa bidez ez baitago behar adina datu.

Eredu horiek erraldoi gorri bihur daitezkeen izarren gutxienezko masa 0,25 eguzki masakoa dela diote, hau baino masa gutxiagoko izarrek euren azaleko tenperatura, eta, beraz, argitasuna handitzen dute euren tamaina handitu gabe, nano urdin bihurtuz, eta hortik, azkenean, nano zuri. Prozesu hau oso motela da, eta are motelagoa izarraren masa zenbat eta txikiagoa izan, adibidez, 0,25 eguzki masako izar batek sekuentzia nagusian bilioi bat urte eman ditzakeela estimatuz, eta gaur egun existitzen diren masa baxuenekoak diren 0,08 eguzki masakoak 12 bilioi urte.

Adibidez 0,16 eguzki masako izar batentzat nano urdin fasea sekuentzia nagusian 2,5 bilioi urte eman ondoren iritsiko litzatekeela kalkulatzen da, eta 5 mila milioi urte emango lituzke, denbora horretan izarrak gure eguzkiaren argitasunaren heren bat eta fase horren amaieran 8500 kelvineko azaleko tenperatura bat izango lituzkeelarik, eta, beraz, bere inguruan planetarik orbitatzen balego, eta ordurarte tenperatura hotzak izan dituztenak, desizoztu egingo lirateke, eta berriz bizia sortzeko aukera bat izango lukete.

Izar masiboago batzuk sekuentzia nagusia utzi dutenean nano gorriak eta masa baxuko beste izar batzuk bertan mantentzeak izar kumuluen adina estimatzea ahalbidetzen du izarrek sekuentzia nagusia uzteko erabilitako masa aurkituz. Honek unibertsoaren adinarentzako behe muga bat jartzen du, baita halo galaktikoa eta disko galaktikoa bezalako Esne Bidearen barneko egituren eraketa denbora eskalak ezartzea ere.

2007tik oraindik argitu ez den misterio bat metalik gabeko nano gorririk ez egotearena da, metal bezala hidrogenoa edo helioa baino astunagoa den edozein elementu ulertuz. Big Bangaren ereduak izarren lehen belaunaldiak soilik hidrogenoa, helioa eta litio printza batzuk baino ez lituzkeela izan behar iragartzen du. Izar hauen artean nano gorririk egon izan balitz, oraindik gaur egun behagarriak izan beharko lirateke, baina oraindik bakar bat ere ez da identifikatu. Azalpen erabiliena elementu astunik gabe soilik III Populazioko izar handiak era daitezkeela da (oraindik aurkitu ez direnak), ondoren nano gorrien eraketan gehituak diren elementu astunak berehala fusionatzen dituztenak. Beste azalpen alternatibo batzuk, sekuentzia nagusiko zero adineko nano gorriak oso ilun eta urriak direla, adibidez, ez dira hain probabletzat hartzen, dirudienez, izar eboluzioaren ereduekin ez baitatoz bat.

Nano gorriak galaxian izar motarik arruntenak dira, gutxienez gure eguzki-sistemaren inguruan. Proxima Centauri, hurbilen dugun izarra dena, M5 espektru motako eta 11,05eko itxurazko magnitudeko nano gorri bat da. Hurbilen ditugun 30 izarretatik 20 nano gorriak dira. Alabaina, euren argitasun baxuaren ondorioz, nano gorriak ezin dira erraz behatu beste izar mota batzuk bai behatzen ditugun izarrarteko distantzietan, izan ere, nano gorri bakar bat ere ezin bait da begi hutsez ikusi.

Nano gorrien adibideak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Jarraian ikus daitekeen taulan euren espektru motaren arabera sailkatutako nano gorri batzuen ezaugarri nagusiak agertzen dira.

Izarra Espektru
mota
Masa
(Eguzkimasa)
Erradioa
(Eguzkierradioa)
Argitasuna
(Eguzkiargitasuna)
Distantzia
(Argi-urteak)
Lalande 21185 M2V 0,46 0,393 0,025 8,31
Ross 154 M3.5Ve 0,17 0,24 0,0038 9,69
Barnarden izarra M4Ve 0,144 0,196 0,0035 5,98
Proxima Centauri M5.5Ve 0,123 0,141 0,0017 4,24
Wolf 359 M6V 0,09 0,16 0,00002 7,78
LHS 292 M6.5Ve 0,08 0,11 0,00069 14,81
LHS 2397a M8Ve 0,09 0,10 0,0000025 46,5

Planeta sistemak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nano gorri baten inguruan orbitatzen ari den planeta baten irudikapen artistikoa.

Aurkitutako exoplaneta gehienak gure eguzkiaren antzeko nano horien inguruan aurkitu diren arren, nano gorrien inguruan ere aurkitu dira planeta sistemak. Espektru ikusgarrian hain ilunak direnez, nano gorriak helburu zailak dira Doppler abiadura zehatzak lortzeko, horregatik, gaur egungo planeta bilaketa proiektuetan soilik helburuen %5a dira. G izarrek baino planeta gutxiago izan ditzaketela edo hauek, euren disko protoplanetario txikiagoaren ondorioz masa gutxiagokoak izan daitezkeela uste da.

Alabaina, euren masa txikia eta euren azaleko tenperatura baxuaren ondorioz, potentzialki bizigarriak izan daitezkeen lurtar planetak aurkitzeko helbururik itxaropentsuenak dira. Izarrak masa baxuagoakoak direnez, azelerazio handienak jasaten dituzte euren inguruan orbitatzen ari diren planeten presentziaren aurrean erantzun bezala. Honek Neptunorenaren antzeko masa duen lehen exoplaneta aurkitzera eraman du, Gliese 436 b izenekoa, baita lehen Super Lurra ere Gliese 876 izarraren inguruan. Izar hauen inguruko eremu bizigarria 0,1 eta 0,2 unitate astronomiko bitarteko distantzian dago, 20 eta 50 egun bitarteko orbita periodoa izango luketelarik.

Jarraian ikus daitekeen taulan exoplanetak aurkitu diren gure eguzki sistematik gertuko nano gorriak agertzen dira.

Izarra Espektru
mota
Distantzia
(Argi-urteak)
Planeta ezagunak
Gliese 674 M2.5V 14,8 1
Gliese 876 M3.5V 15,3 3
Gliese 832 M3.0V 16,1 1
Gliese 581 M3V 19,9 6
Gliese 849 M3.5V 28,6 1
Gliese 317 M3.5* 29,9 2
Gliese 176 M2.5V 30,7 1
Gliese 436 M2.5V 33,4 3
Gliese 649 M1.5V 33,7 1
GJ 1148 M4V 35,9 1
Gliese 179 M3.5V 40 1

* Gliese 317 metaltasun oso baxuko izar azpinano bat izan liteke.

Gliese 876b, 1999an aurkitua, nano gorri baten inguruan orbitatzen zuen aurkitutako lehen exoplaneta izan zen. Gliese 581ek gutxienez 4 planeta ditu, horietatik 2k, Gliese 581 c eta Gliese 581 e bizigarritasun eremuan orbitatzen dutelarik, eta orain arte aurkitutako exoplaneten artean bizigarriak izateko hautagaiak dira.

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Commonsen badira fitxategi gehiago, gai hau dutenak: Nano gorri Aldatu lotura Wikidatan