Le stelle M rappresentano quasi il 75% delle stelle e circa la metà della massa stellare nella nostra Galassia. Le stelle M potrebbero essere un buon punto di partenza per la ricerca della vita su altri pianeti, in quanto i dati statistici su un numero così elevato di stelle possono dare speranza di sistemi abitabili planetari.
In effetti, i dischi protoplanetari attorno alle stelle M sono comuni come per altre stelle di tipo solare, e circa la metà di tutti gli oggetti all’età di pochi milioni di anni possiedono tali dischi. Secondo alcuni studi, gli esopianeti di massa più bassa in orbita attorno a stelle di sequenza principale sono pianeti stellari M, con masse comprese tra 5,5 e 7,5 masse terrestri. Questa idea è supportata dall’evidenza che le stelle M possono ospitare pianeti. Ad oggi, con tutti gli esopianeti trovati (vedi exoplanets.org) sappiamo che questo è vero.
La gamma di temperatura di queste stelle va da 3800 K per le M0 a 2500 K per le M9. Per confronto, quella del Sole è 5780 K. Per questo, il picco della emissione luminosa delle stelle M è differente da quello solare e si trova a circa 1 μm, nel vicino infrarosso, mentre nella maggior parte delle nane brune il flusso si trova nella porzione di spettro compresa tra 1 e 10 μm. In confronto, la radiazione delle stelle F, G e K raggiunge il picco nella parte visibile dello spettro (0,5 μm).
Le stelle M sono più deboli del Sole ed emettono meno luce: le stelle M0V producono solo l’1,9% della luce nella banda visibile come il Sole, ma il 16% nella banda K. Pertanto, l’equilibrio della radiazione rispetto al Sole è molto diverso per le nane M, che producono relativamente più radiazione infrarossa che visibile.
Poiché le stelle M hanno una luminosità inferiore rispetto al Sole, hanno una vita, durante la quale si ha la combustione dell’idrogeno, più lunga e che può arrivare anche a diversi miliardi di anni, oltre la vita attuale dell’Universo.
Una cattiva nomea
Le stelle M erano considerate in passato dei sistemi non probabili per ospitare la vita, perché i pianeti abbastanza vicini a loro per ospitare acqua liquida in superficie potrebbero essere in risonanza mareale con le rispettive stelle, mostrando loro sempre la stessa faccia. Queste condizioni ambientali avrebbero dovuto indurre un congelamento nel lato oscuro del pianeta e un caldo insopportabile nel lato illuminato.
Su questi pianeti la pressione superficiale sarebbe controllata da un sottile equilibrio tra il calore latente della condensazione e il raffreddamento radiativo sul lato oscuro e sarebbe molto al di sotto del triplo punto dell’acqua e quindi non consentirebbe l’abitabilità.
Altri studi hanno dimostrato che atmosfere planetarie sottili potrebbero essere sostenute dalla circolazione del vento tra i lati in luce e in ombra, con una velocità del vento tollerabile di 10-20 m/s, e le atmosfere spesse potrebbero persino sostenere l’acqua liquida sulla superficie.
Le stelle rosse emettono frazioni più deboli della loro energia nella parte blu, visibile e UV dello spettro rispetto alle altre stelle e la differenza è dovuta non solo alla dipendenza dalla temperatura dello spettro di Planck, ma anche dalla massa e dalle caratteristiche di assorbimento. Infatti, le regioni spettrali del visibile e dell’infrarosso sono dominate da bande di assorbimento molecolare e le lunghezze d’onda più corte sono controllate dall’attività cromosferica e coronale. Anche durante i periodi di non attività, le stelle M attive presentano un UV continuo quasi piatto risultante dalla presenza della loro cromosfera.
La variabilità delle stelle M potrebbe essere una caratteristica importante da tenere sotto controllo per la presenza della vita, in quanto potrebbe influenzare la chimica dei pianeti che gli orbitano intorno. Inoltre, il tasso di perdita di massa di queste stelle sarebbe destabilizzante in termini di abitabilità, specialmente quando le masse stellari sono piccole. La perdita di massa potrebbe essere dovuta alla formazione di grandi macchie polari che possono variare la configurazione del campo magnetico inibendo il vento.
Una stella con massa inferiore a 0,2 masse solari potrebbe impiegare da 0,3-1 miliardi di anni per raggiungere la sequenza principale durante la quale la luminosità può diminuire sempre di un fattore due. Un pianeta vicino alla stella dovrebbe sopportare una temperatura che scende di centinaia di gradi, con il rischio di perdere la sua atmosfera. Ciò potrebbe ritardare la formazione della vita sul pianeta o relegarla sotto la sua superficie. Ad ogni modo, non ci sono prove che il tasso di perdita di massa sia così alto da precludere l’attività biologica sulle stelle M.
Su brevi scale temporali, a causa della loro forte attività magnetica, che inizia a cessare dopo 0,55 miliardi di anni a seconda della massa della stella, le stelle M possono subire un periodo di estrema variabilità intermittente, che si manifesta sotto forma di brillamenti periodici, che possono potenziare le regioni visibili, UV, a raggi X e radio dello spettro stellare, con un intervallo medio da ore a settimane.
Poiché si pensa che le stelle di massa solare abbiano scale temporali di decadimento dell’attività di 1-3 miliardi di anni, i pianeti abitabili intorno alle stelle M possono essere sottoposti a un’intensa attività stellare per tempi più o meno lunghi di un pianeta attorno a una stella di tipo solare. Ciò indica anche che, per le stelle che sono accessibili ai programmi di ricerca di pianeti e di caratterizzazione delle biofirme e sono di primi tipi spettrali, la frazione di stelle attive è molto piccola.
La radiazione ad alta energia è importante perché viene assorbita dalla parte alta dell’atmosfera di un pianeta, causando il riscaldamento dei gas. Per la Terra, il gas viene riscaldato a temperature superiori a 1000 gradi Celsius nella regione superiore nota come termosfera. Questa è la regione in cui si trovano i satelliti e la Stazione spaziale internazionale.
Orbitando intorno a giovani stelle con alti livelli di attività, le termosfere dei pianeti vengono riscaldate a temperature molto più elevate che, in casi estremi, possono causare la fuoriuscita del gas dal pianeta. Quanto rapidamente le atmosfere si disperdano in questi casi è un fatto non ancora studiato nel dettaglio per pianeti simili al nostro con atmosfere come la nostra.
I potenti brillamenti che si verificano su stelle magneticamente attive e di tipo tardivo dovrebbero essere accompagnati da forti eventi di espulsione di massa coronale (CME). Questi sono scoppi di vento stellare e campi magnetici che si innalzano sopra la corona stellare.
Secondo un recente studio, utilizzando i dati del catalogo Lamost DR9 e i dati dell’archivio UV Galex, sono state studiate le attività cromosferiche e UV delle stelle di tipo M. Alcuni indici di attività cromosferica e UV mostrano una distribuzione a picco singolo, mentre gli indici H-alfa e Ca II H&K mostrano una distribuzione a doppio picco distinta.
Il divario tra questi picchi suggerisce, calcolando la zona abitabile in modo continuo e la zona abitabile UV per ogni stella, che circa il 70% di stelle nel campione totale analizzato e il 40% di stelle entro 100 parsec da noi, possiede zone potenzialmente abitabili.