一个红矮星是一种小型，酷一颗质量为0.08和太阳的0.8倍质量，他们是最丰富和最长寿的恒星在宇宙中：高达迄今已知的所有的四分之三。由于它们的光度低，尽管在太阳附近有很多，但用肉眼无法观察到它们：在附近的30个恒星中，有20个是红矮星。
最接近我们的地方是位于半人马座星座的Proxima Centauri，距离我们有4.2光年。它是由苏格兰天文学家罗伯特·英尼斯（Robert Innes，1861-1933）在1915年发现的。
图1.红色矮人Proxima Centauri是半人马座星座中的Alpha Centauri星系的一部分。资料来源：ESA /哈勃望远镜和NASA，网址为Wikimedia Commons。
但是，在发现半人马座Proxima之前，法国天文学家约瑟夫·德·拉兰德（Joseph de Lalande，1732-1802年）的望远镜已经在大熊星座（Ursa Major）上发现了红矮星拉兰德21185。
“红矮星”一词用于指代各种类别的恒星，包括光谱类型为K和M的恒星，以及棕矮星，它们并不是真正的恒星，因为它们没有足够的质量来启动反应堆。内部。
光谱类型对应于恒星的表面温度，并且恒星的光分解为一系列非常有特征的线。
例如，光谱类型K的温度介于5000和3500 K之间，对应于橙黄色的恒星，而光谱类型M的温度小于3500 K，它们是红色的恒星。
我们的太阳是光谱类型G，颜色为黄色，表面温度在5000到6000 K之间。具有某种光谱类型的恒星具有许多共同特征，其中最决定性的是质量。根据一颗恒星的质量，它的演化也会如此。
红矮星的特征
红矮星具有使它们与众不同的某些特征。我们在一开始已经提到了一些：
-小尺寸。
-表面温度低。
-材料燃烧率低。
-低亮度。
弥撒
正如我们所说，质量是定义恒星到达的类别的主要属性。红矮星是如此丰富，因为形成的低质量恒星比质量大恒星更多。
但奇怪的是，低质量恒星形成所需的时间比质量非常大的恒星要长。它们的增长快得多，因为将物质压紧在中心的重力越大，质量就越大。
而且我们知道，为了启动聚变反应，需要一定数量的临界质量才能使温度合适。这样，恒星开始了其成年生活。
太阳花了数千万年的时间才能形成，但是一颗5倍大的恒星需要不到一百万年的时间，而最大的恒星可以在数十万年内开始发光。
温度
如已经提到的，表面温度是定义红矮星的另一个重要特征。它应该小于5000K，但不能小于2000K，否则它太酷了，无法成为真正的星星。
温度低于2000 K的恒星物体不能具有融合核，并且是流产的恒星，从未达到临界质量：褐矮星。
对光谱线进行更深入的分析可以确保红矮星和棕矮星之间的差异。例如，锂的证据表明它是一个红矮星，但是如果它是甲烷或氨，则可能是一个棕色矮星。
光谱类型和赫兹-拉塞尔图
Hertzsprung-Russell图（HR图）是根据恒星的光谱特征显示恒星的特征和演化的图。正如我们所说的，这包括表面温度及其发光度。
组成图表的变量是在垂直轴上的亮度和在水平轴上的有效温度。它是由天文学家Ejnar Hertzsprung和Henry Russell在1900年代初独立创建的。
图2. HR图在右下角显示了主要序列中的红矮星。资料来源：维基共享资源。那。
根据它们的光谱，按照哈佛光谱分类将恒星分组，以下列字母顺序表示恒星的温度：
OBAFGKM
我们从O型最热的恒星开始，而M型最冷的恒星开始。在图中，光谱类型位于图的底部，位于左侧的蓝色条上，直到到达右边的红色。
在每种类型中都有变化，因为光谱线具有不同的强度，因此每种类型都分为10个子类别，由0到9的数字表示。数字越低，星星越热。例如，太阳是G2类型，而Proxima Centauri是M6类型。
图的中心区域（大致对角线）称为主序列。大多数恒星都在那里，但是它们的进化会导致它们离开并放置在其他类别中，例如红巨星或白矮星。这一切都取决于恒星的质量。
红矮星的寿命总是在主要序列中发生，就光谱类型而言，并不是所有的M级矮星都是红矮星，尽管大多数都是红矮星。但是在这堂课中，还有超级巨星，例如Betelgeuse和Antares（HR图的右上方）。
演化
由于重力的作用，任何恒星的生命都始于星际物质的崩溃。随着凝集，由于角动量的守恒，它旋转得越来越快，并变平成一个圆盘。中心是原恒星，可以说是未来的恒星的胚胎。
随着时间的流逝，温度和密度增加，直到达到临界质量为止，在该温度下聚变反应器开始活动。这是恒星即将到来之时的能源，它需要约800万千K的核心温度。
铁心中的点火使恒星稳定，因为它可以补偿重力，从而产生静水平衡。这需要的质量是太阳质量的0.01到100倍，如果质量更大，则过热将导致灾难，从而摧毁原恒星。
图3.在一个红矮星中，氢在原子核中的融合平衡了重力。资料来源：F. Zapata。
一旦聚变反应堆启动并达到平衡，恒星将以HR图的主要序列结束。红矮星发出的能量非常缓慢，因此它们的氢供应持续很长时间。红矮星发出能量的方式是通过对流机制。
氢到氦的能量转化是通过质子-质子链在红矮星中进行的，一个氢离子与另一个氢离子融合。温度极大地影响了这种融合的发生方式。
氢气耗尽后，恒星的反应堆停止工作，开始缓慢冷却。
质子-质子链
这种反应在刚刚加入主序列的恒星中以及在红矮星中非常普遍。它是这样开始的：
1个1 H + 1 1 ħ→ 2 1 H + E + +ν
其中e +为正电子，除电子为正电荷且ν为中微子（轻而难以捉摸的粒子）外，其他所有方面均与电子相同。就其部分2 1 H而言，是氘或重氢。
然后它发生了：
1 1 H + 2 1 H→ 3 2 He +γ
在后者中，γ表示光子。两种反应均发生两次，导致：
3 2 He + 3 2 He→ 4 2 He + 2（1 1小时）
恒星如何通过这种方式产生能量？好吧，反应的质量略有不同，根据爱因斯坦著名的方程式，质量损失很小，然后转化为能量：
E = mc 2
由于该反应发生了无数次，涉及大量粒子，因此获得的能量非常巨大。但这并不是恒星内部发生的唯一反应，尽管它是红矮星中最常见的反应。
星星的生命
恒星的寿命取决于其质量。以下等式是该时间的估计值：
T = M -2.5
这里T是时间，M是质量。由于时间和内容的庞大性，大写字母的使用是适当的。
像太阳这样的恒星的寿命约为100亿年，但恒星质量的30倍的恒星的寿命为3000万年，而一颗质量更大的恒星的寿命约为200万年。无论哪种方式，这都是人类的永恒。
红矮星的寿命要长得多，这要归功于他们使用核燃料的简约性。就我们所经历的时间而言，一个红矮星将永远存在，因为从核中耗尽氢所需的时间超过了宇宙的估计寿命。
尚未有红矮星死亡，因此可以推测出它们的寿命长短以及其结局是由于利用我们掌握的有关它们的信息对模型进行的计算机模拟。
根据这些模型，科学家预测，当红矮星用尽氢时，它将转变为蓝矮星。
从来没有人见过这样的恒星，但是随着氢的耗尽，一颗红矮星并不会像我们的太阳一样膨胀成一颗红巨星。它只是增加了放射性，并随之增加了表面温度，变成了蓝色。
红矮星的组成
恒星的组成非常相似，大部分情况下是巨大的氢和氦气球。它们保留了产生它们的气体和尘埃中存在的某些元素，因此它们还包含了前恒星帮助创造的元素的痕迹。
因此，红矮星的组成与太阳相似，尽管光谱线因温度而显着不同。因此，如果恒星的氢线较弱，并不表示它缺少该元素。
在红矮星中，还有其他较重元素的痕迹，天文学家称之为“金属”。
在天文学中，该定义与通常理解为金属的定义不符，因为在此使用它来指代除氢和氦之外的任何元素。
训练
恒星形成过程非常复杂，并且受众多变量影响。关于此过程，还有很多未知的地方，但据信对于所有恒星都是相同的，如前面的部分所述。
决定恒星大小和颜色及其温度的因素是恒星在重力作用下设法增加的物质数量。
一个令天文学家担忧的问题，还有待阐明的一个事实是，红矮星所含的元素比氢，氦和锂重。
一方面，大爆炸理论预测，最初形成的恒星必须仅由三个最轻的元素组成。但是，在红矮星中已检测到重元素。
如果还没有红矮星死亡，那就意味着形成的第一个红矮星必须仍然在某个地方，它们全部由轻元素组成。
然后可能会形成红矮星，因为在创建它们时需要存在重元素。或者说有第一代红矮星，但是它是如此之小，并且具有如此低的发光度，至今尚未被发现。
红矮星的例子
下半人马座
它的距离是4.2光年，质量相当于太阳的八分之一，但密度比太阳高40倍。Proxima具有很强的磁场，因此容易燃烧。
Proxima还至少有一颗已知的行星：Proxima Centauri b，于2016年首次亮相。但据信它已被恒星频繁发出的耀斑所扫除，因此不太可能藏有生命，至少没有我们知道，因为恒星的辐射包含X射线。
巴纳德之星
图4.太阳，巴纳德恒星和木星行星之间的大小比较。资料来源：维基共享资源。
它是一个非常接近的红矮星，相距5.9光年，其主要特征是其极快的速度，在太阳方向上约为90 km / s。
它可以通过望远镜看到，并且像Proxima一样，也容易产生耀斑和耀斑。最近，发现一颗行星绕着巴纳德的恒星运行。
特加登星
这只占太阳质量8％的红矮星位于白羊座中，只有用强大的望远镜才能看到。它是最接近的恒星之一，距离大约12光年。
它是在2002年被发现的，除了自身具有引人注目的运动外，它还拥有所谓的宜居带行星。
狼359
它是狮子座的一个变红矮星，距离我们的太阳约8光年，作为变星，它的亮度周期性地增加，尽管其耀斑不如半人马座Proxima。
参考文献
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