thumb|upright=1.1|Proxima Centauri, a estrela mais próxima do Sol, a uma distância de 4.2 anos-luz, é uma anã vermelha Uma anã vermelha é uma das menores e mais frias estrelas da sequência principal. As anãs vermelhas são o tipo mais comum de estrela na Via Láctea, pelo menos na vizinhança do Sol, mas por causa de sua baixa luminosidade, as anãs vermelhas individuais não podem ser facilmente observadas. Da Terra, nenhuma estrela que se encaixa nas definições mais restritas de uma anã vermelha é visível a olho nu. Proxima Centauri, a estrela mais próxima do Sol, é uma anã vermelha, assim como 50 das 60 estrelas mais próximas. De acordo com algumas estimativas, as anãs vermelhas constituem três quartos das estrelas da Via Láctea.
As anãs vermelhas mais frias perto do Sol têm uma temperatura de superfície de ~2.000 K e as menores têm raios de ~9% do Sol, com massas de cerca de ~7.5% do Sol. Essas anãs vermelhas têm classes espectrais de L0 a L2. Há alguma sobreposição com as propriedades das anãs marrons, uma vez que as anãs marrons mais massivas com metalicidade mais baixa podem ser tão quentes quanto 3.600 K e ter tipos espectrais M tardios.
As definições e o uso do termo "anã vermelha" variam de acordo com o quão inclusivos são na extremidade mais quente e mais massiva. Uma definição é sinônimo estelar de anãs M (estrelas de classe M da sequência principal), produzindo uma temperatura máxima de 3.900 K e . Um inclui todas as estrelas da sequência principal de classe M e todas as estrelas de classe K da sequência principal (anã K), resultando em uma temperatura máxima de 5.200 K e . Algumas definições incluem qualquer anã M e parte da classificação de anã K. Outras definições também estão em uso (veja a sessão definição). Espera-se que muitas das anãs M mais frias e de menor massa sejam anãs marrons, e não estrelas verdadeiras, e assim seriam excluídas de qualquer definição de anã vermelha.
Modelos estelares indicam que anãs vermelhas com menos de são totalmente convectivas. Consequentemente, o hélio produzido pela fusão termonuclear do hidrogênio é constantemente remisturado em toda a estrela, evitando o acúmulo de hélio no núcleo, prolongando assim o período de fusão. Portanto, as anãs vermelhas de baixa massa se desenvolvem muito lentamente, mantendo uma luminosidade e um tipo espectral constantes por trilhões de anos, até que seu combustível se esgote. Por causa da idade comparativamente curta do universo, nenhuma anã vermelha ainda existe em estágios avançados de evolução.
Definição O termo "anã vermelha", quando usado para se referir a uma estrela, não tem uma definição estrita. Um dos primeiros usos do termo foi em 1915, usado simplesmente para contrastar estrelas anãs "vermelhas" das estrelas anãs "azuis" mais quentes. Tornou-se um uso estabelecido, embora a definição permanecesse vaga. Em termos de quais tipos espectrais se qualificam como anãs vermelhas, diferentes pesquisadores escolheram limites diferentes, por exemplo K8-M5 ou "posterior a K5". A estrela anã M, abreviada como dM, também foi usada, mas às vezes também incluía estrelas do tipo espectral K.
No uso moderno, a definição de uma anã vermelha ainda varia. Quando explicitamente definido, normalmente inclui estrelas de classe K tardia e do início a intermediário de classe M, mas em muitos casos é restrito apenas às estrelas de classe M. Em alguns casos, todas as estrelas K são incluídas como anãs vermelhas, e ocasionalmente até estrelas anteriores.
As pesquisas mais recentes colocam as estrelas verdadeiras da sequência principal mais frias nos tipos espectrais L2 ou L3. Ao mesmo tempo, muitos objetos mais frios do que M6 ou M7 são anãs marrons, com massa insuficiente para sustentar a fusão do hidrogênio-1. Isso dá uma sobreposição significativa em tipos espectrais para anãs vermelhas e marrons. Os objetos nessa faixa espectral podem ser difíceis de categorizar.
Descrição e características As anãs vermelhas são estrelas de massa muito baixa. Como resultado, eles têm pressões relativamente baixas, uma baixa taxa de fusão e, portanto, uma baixa temperatura. A energia gerada é o produto da fusão nuclear do hidrogênio em hélio por meio do mecanismo de cadeia próton-próton (PP). Consequentemente, essas estrelas emitem relativamente pouca luz, às vezes tão pouco quanto a do Sol, embora isso ainda implicasse em uma produção de energia da ordem de 1022 watts (10 trilhões de gigawatts). Mesmo as maiores anãs vermelhas (por exemplo HD 179930, HIP 12961 e Lacaille 8760) têm apenas cerca de 10% da luminosidade do Sol. Em geral, as anãs vermelhas com menos de transportam energia do núcleo para a superfície por convecção. A convecção ocorre devido à opacidade do interior, que possui uma alta densidade em relação à temperatura. Como resultado, a transferência de energia por radiação é diminuída e, em vez disso, a convecção é a principal forma de transporte de energia para a superfície da estrela. Acima dessa massa, uma anã vermelha terá uma região ao redor de seu núcleo onde a convecção não ocorre.
left|thumb|A vida útil prevista para a sequência principal de uma anã vermelha representada graficamente em relação à sua massa em relação ao Sol
Como as anãs vermelhas de baixa massa são totalmente convectivas, o hélio não se acumula no núcleo e, em comparação com estrelas maiores como o Sol, podem queimar uma proporção maior de seu hidrogênio antes de deixar a sequência principal. Como resultado, as anãs vermelhas estimaram uma expectativa de vida muito mais longa do que a idade atual do universo, e estrelas com menos de não tiveram tempo de deixar a sequência principal. Quanto menor for a massa de uma anã vermelha, maior será sua vida útil. Acredita-se que a expectativa de vida dessas estrelas excede a expectativa de vida de 10 bilhões de anos de nosso Sol pela terceira ou quarta potência da razão entre a massa solar e suas massas; assim, uma anã vermelha de pode continuar queimando por 10 trilhões de anos. Conforme a proporção de hidrogênio em uma anã vermelha é consumida, a taxa de fusão diminui e o núcleo começa a se contrair. A energia gravitacional liberada por essa redução de tamanho é convertida em calor, que é transportado por toda a estrela por convecção. + Propriedades de estrelas típicas da sequência principal de classe MTipoespectralAs anãs marrons mais jovens também podem exibir espectros semelhantes às estrelas tardias do tipo M.Massa()Luminosidade()Temperaturaefetiva(K)Índicede cor M0V 0.57 0.069 3.850 0.82 M1V 0.5 0.041 3.660 0.86 M2V 0.44 0.029 3.560 0.88 M3V 0.37 0.016 3.430 0.99 M4V 0.23 7.2x10−3 3.210 1.09 M5V 0.16 3.0x10−3 3.060 1.15 M6V 0.10 1.0x10−3 2.810 1.24 M7V 0.09 6.5x10−4 2.680 1.34 M8V 0.085 5.2x10−4 2.570 1.36 M9V 0.08 3.0x10−4 2.380 1.40
De acordo com simulações de computador, a massa mínima que uma anã vermelha deve ter para eventualmente evoluir para uma gigante vermelha é ; objetos menos massivos, à medida que envelhecem, aumentariam suas temperaturas superficiais e luminosidades, tornando-se anãs azuis e, finalmente, anãs brancas.
Quanto menos massiva for a estrela, mais demorado será o processo evolutivo. Foi calculado que uma anã vermelha de (aproximadamente a massa da estrela de Barnard) permaneceria na sequência principal por 2.5 trilhões de anos, seguido por 5 bilhões de anos como uma anã azul, durante a qual a estrela teria um terço da luminosidade do Sol () e uma temperatura de superfície de 6.500-8.500 kelvins.
O fato de anãs vermelhas e outras estrelas de baixa massa ainda permanecerem na sequência principal quando estrelas mais massivas se afastaram da sequência principal permite que a idade dos aglomerados de estrelas seja estimada encontrando a massa na qual as estrelas se afastam da sequência principal. Isso fornece um limite inferior para a idade do Universo e também permite que escalas de tempo de formação sejam colocadas nas estruturas dentro da Via Láctea, como o halo galáctico e o disco galáctico.
Todas as anãs vermelhas observadas contêm "metais", que na astronomia são elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio. O modelo do Big Bang prevê que a primeira geração de estrelas deveria ter apenas hidrogênio, hélio e vestígios de lítio e, portanto, seria de baixa metalicidade. Com sua expectativa de vida extrema, quaisquer anãs vermelhas que fizessem parte dessa primeira geração (estrelas de população III) ainda deveriam existir hoje. Anãs vermelhas de baixa metalicidade, no entanto, são raras. O modelo aceito para a evolução química do universo antecipa tal escassez de estrelas anãs pobres em metal, porque se pensa que apenas estrelas gigantes se formaram no ambiente pobre em metal do universo primitivo. À medida que estrelas gigantes terminam sua curta vida em explosões de supernovas, elas expelem os elementos mais pesados necessários para formar estrelas menores. Portanto, os anãs se tornaram mais comuns à medida que o universo envelhece e se enriquecer em metais. Embora seja esperada a escassez básica de antigas anãs vermelhas pobres em metais, as observações detectaram ainda menos do que o previsto. Acreditava-se que a simples dificuldade de detectar objetos tão escuros quanto anãs vermelhas explicava essa discrepância, mas métodos de detecção aprimorados apenas confirmaram a discrepância.
O limite entre as anãs vermelhas menos massivas e as anãs marrons mais massivas depende fortemente da metalicidade. Na metalicidade solar, o limite ocorre em cerca de , enquanto na metalicidade zero o limite é em torno de . Na metalicidade solar, as anãs vermelhas de menor massa teoricamente têm temperaturas em torno de 1.700 K, enquanto as medições das anãs vermelhas na vizinhança solar sugerem que as estrelas mais frias têm temperaturas de cerca de 2.075 K e classes espectrais de cerca de L2. A teoria prevê que as anãs vermelhas mais frias com metalicidade zero teriam temperaturas de cerca de 3.600 K. As anãs vermelhas menos massivas têm raios de cerca de , enquanto as anãs vermelhas mais massivas e as anãs marrons menos massivas são maiores.
Padrão espectral de estrelas right|thumb|Gliese 623 é um par de anãs vermelhas, com GJ 623a à esquerda e a mais fraca GJ 623b à direita do centro Os padrões espectrais para estrelas de classe M mudaram ligeiramente ao longo dos anos, mas se estabilizaram um pouco desde o início da década de 1990. Parte disso se deve ao fato de que mesmo as anãs vermelhas mais próximas são bastante desbotadas e suas cores não se registram bem em emulsões fotográficas usadas no início a meados do século XX. O estudo de anãs M médio a tardio avançou significativamente apenas nas últimas décadas, principalmente devido ao desenvolvimento de novas técnicas astrográficas e espectroscópicas, dispensando placas fotográficas e progredindo para dispositivos de pares carregados (CCDs) e matrizes sensíveis ao infravermelho.