As estrelas sub-anãs foram assim designadas por G. Kuiper por ocuparem uma posição no diagrama de Hetzsprung-Russel abaixo das estrelas anãs da sequência principal. Por outras palavras, para um mesmo tipo espectral, uma estrela sub-anã é menos luminosa que uma estrela anã (uma diferença de 1,5 a 2 magnitudes). Outra forma de ver esta diferença, na verdade mais correcta, consiste em pensar que uma estrela sub-anã tem uma temperatura mais elevada do que uma anã com a mesma massa.
Estas estrelas são maioritariamente membros do halo galáctico, e portanto são estrelas de População II, as mais antigas da Via Láctea. De facto, só se conhecem sub-anãs de tipos espectrais G, K e M, uma vez que as sub-anãs mais maciças, com um tempo de vida mais curto, já desapareceram há muito. O tempo de vida das anãs observadas excede a idade estimada do Universo. Outra observação interessante consiste no facto de as estrelas anãs pertencerem quase exclusivamente à População I, constituída por estrelas mais recentes que frequentam o disco galáctico.
Mas, voltando à nossa constatação inicial, o que leva a esta diferença de temperaturas entre sub-anãs e anãs com massas comparáveis ? A resposta está na sua composição. As estrelas sub-anãs formaram-se numa época em que o gás da Via Láctea estava ainda pouco enriquecido com “metais”. Por outro lado, as estrelas anãs estão enriquecidas com os “metais” produzidos por várias gerações de estrelas.
O efeito dos “metais” no balanço energético de uma estrela é interessante. As estrelas vivem num equilíbrio precário, entre a pressão exercida pela radiação, libertada pela fusão nuclear, no plasma e, a gravidade que tenta comprimir a estrela radialmente (um equilíbrio a que se dá o nome de hidro-estático). Ora, um plasma rico em “metais” é mais opaco à radiação e essa opacidade é uma função muito sensível da concentração desses elementos.
A razão porque isto acontece é algo intuitiva. Todos os elementos químicos absorvem radiação em comprimentos de onda característicos, que dependem da configuração electrónica nos átomos ou iões do elemento. O hidrogénio e o hélio têm espectros muito simples e absorvem radiação num pequeno número de comprimentos de onda. Isto torna um plasma de hidrogénio e hélio particularmente transparente à radiação. Por outro lado, os “metais” tem espectros particularmente complicados e podem existir num plasma sob a forma de vários iões, todos eles com espectros diferentes. Assim, mesmo a presença de pequenas quantidades de “metais” num plasma introduz uma verdadeira floresta de linhas espectrais, armadilhas para os fotões provenientes do interior estelar, contribuindo fortemente para aumentar a sua opacidade e o efeito da pressão da radiação.
Finalmente, uma estrela sub-anã, apesar de ter a mesma massa que uma estrela anã e portanto sentir a mesma gravidade, irá ter mais dificuldades que a última em garantir o seu equilíbrio hidro-estático, uma vez que o seu plasma menos rico em “metais” é mais transparente à passagem da radiação. Por outras palavras, a pressão exercida pela radiação é menor. Por esse motivo, a gravidade consegue contrair mais a estrela tornando-a mais pequena e mais quente do que uma anã de massa equivalente.
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