Nana blu (fase evolutiva): differenze tra le versioni
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Una '''nana blu''' è un'ipotetica tipologia [[stella]]re che si svilupperebbe da una [[nana rossa]] non appena essa ha [[fusione nucleare|fuso]] in [[elio]] buona parte dell'[[idrogeno]] nel suo [[nucleo solare|nucleo]].
Finché la fusione, all'interno della nana rossa, procede lentamente ed i [[convezione|moti convettivi]] rimescolano la materia all'interno dell'astro, permettendo ad una maggiore quantità di idrogeno di essere fuso, la stella permane stabile per un lunghissimo periodo, nettamente superiore all'attuale [[età dell'universo]]: si ritiene perciò che non si sia ancora formata alcuna stella di questo tipo. Per tale motivo, la loro esistenza è ipotizzata sulla base di modelli teorici.<ref name="Adams 2005">{{Cita pubblicazione| rivista=Astronomische Nachrichten| volume=326| numero=10| pp=913–919| anno=2005| titolo=M dwarfs: planet formation and long term evolution| nome=F. C.| cognome=Adams| coautori=P. Bodenheimer, G. Laughlin| bibcode=2005AN....326..913A| doi=10.1002/asna.200510440| url=http://www3.interscience.wiley.com/cgi-bin/abstract/112210517/?CRETRY=1&SRETRY=0| urlmorto=
Le stelle aumentano di [[Luminosità (astronomia)|luminosità]] man mano che invecchiano, e una stella più luminosa necessita di [[irraggiamento|irradiare]] la propria energia più velocemente ed intensamente per mantenere l'equilibrio. Per fare questo le stelle più grandi rispetto alle nane rosse, espandono il proprio [[volume]] e la propria [[superficie]] radiante evolvendosi in [[gigante rossa|giganti rosse]]. Si ritiene però che le nane rosse, anziché espandersi in giganti, incrementino la velocità delle radiazioni aumentando le proprie [[Temperatura efficace|temperature superficiali]], assumendo di conseguenza una colorazione più tendente al blu. Ciò accadrebbe perché gli strati superficiali della stella non diventerebbero significativamente più opachi al crescere della temperatura.<ref name="Adams 2005"/>
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