赤色矮星

赤色矮星は、主系列星の中で最も質量が小さく、最も小さく、最も光度が低く、最も低温の星です。赤色矮星は、少なくとも太陽の近傍では、天の川銀河で最も一般的な核融合星です。しかし、光度が低いため、個々の赤色矮星は容易に観測できません。赤色矮星のより厳密な定義に当てはまる星は、肉眼では見えません。^{[ 1 ]}太陽に最も近い星であるプロキシマ・ケンタウリは赤色矮星であり、最も近い60個の星のうち50個も赤色矮星です。いくつかの推定によると、赤色矮星は天の川銀河の核融合星の4分の3を占めています。^{[ 2 ]}

太陽の近くにある最も低温の赤色矮星の表面温度は約2,000 K の赤色矮星は、半径が太陽の約 9%、質量が太陽の約 7.5% です。これらの赤色矮星のスペクトル型は L0 から L2 です。低金属量で最も質量の大きい褐色矮星は、2,000 K ほど高温になる可能性があるため、褐色矮星の特性と一部重複しています。3,600  Kで、後期M型のスペクトル型を持つ。

「赤色矮星」という用語の定義と使用法は、より高温で質量が大きいものまで含める範囲によって異なる。ある定義では恒星M型矮星と同義とされ、最高温度は3,900  K、0.6 M☉ _。別のモデルには、すべての恒星M型主系列星とすべてのK型主系列星（K矮星）が含まれ、最大温度は 5,200  K、0.8 M☉ _。定義によっては、恒星M型矮星とK型矮星の一部が含まれる場合もある。他の定義も使用されている。最も低温で質量が最も小さいM型矮星の多くは、真の恒星ではなく褐色矮星であると予想されており、そのため、それらは赤色矮星の定義から除外される。 

恒星モデルによると、 0.35 M☉未満の赤色矮星_は完全に対流している。^{[ 3 ]}そのため、水素の熱核融合によって生成されたヘリウムは恒星全体で絶えず再混合され、中心部でのヘリウムの蓄積を防ぎ、それによって融合期間を延長する。したがって、低質量赤色矮星は非常にゆっくりと発達し、燃料が枯渇して青色矮星になるまで、数兆年にわたって一定の光度とスペクトル型を維持する。宇宙の年齢が比較的短いため、進化の進んだ段階にある赤色矮星はまだ存在しない。 

星を指す際に「赤色矮星」という用語を用いる場合、厳密な定義はありません。この用語が最初に使われたのは1915年で、単に「赤い」矮星とより高温の「青い」矮星を対比するために使われました。^{[ 4 ]}定義は曖昧なままでしたが、この用語は定着しました。^{[ 5 ]}赤色矮星として認められるスペクトル型については、研究者によって異なる範囲が選ばれており、例えばK8～M5 ^{[ 6 ]}や「K5より後」^{[ 7 ]}などがありました。矮星M型星（dMと略される）も使われていましたが、スペクトル型Kの星も含まれる場合がありました。^{[ 8 ]}

現代の用法では、赤色矮星の定義は依然として様々である。明確に定義される場合、通常は後期K型星と初期から中期M型星が含まれるが^{[ 9 ]}、多くの場合M型星に限定される^{[ 10 ] [ 11 ]} 。 場合によっては、すべてのK型星が赤色矮星として含まれ^{[ 12 ]}、さらに初期の星も含まれることがある^{[ 13 ] 。}

最新の調査では、最も低温の真の主系列星はスペクトル型L2またはL3に分類されています。同時に、M6またはM7より低温の天体の多くは褐色矮星であり、水素1の核融合を維持するには質量が不十分です。^{[ 14 ]}これにより、赤色矮星と褐色矮星のスペクトル型にかなりの重複が生じます。このスペクトル範囲の天体を分類するのは難しい場合があります。

ヘルツシュプルング・ラッセル図

スペクトル型

O

B

A

F

G

K

M

L

T

褐色矮星

白色矮星

赤色矮星

亜矮人

主系列（「矮星」）

亜巨星

ジャイアンツ

赤色巨星

青色巨星

輝く巨人たち

スーパージャイアンツ

赤色超巨星

ハイパージャイアント

絶対値( M _V )

赤色矮星は質量が非常に小さい星です。^{[ 15 ]}その結果、圧力が比較的低く、核融合率も低く、したがって温度も低くなります。生成されるエネルギーは、陽子-陽子（PP）連鎖による水素からヘリウムへの核融合によって生じます。したがって、これらの星は比較的少ない光を放出し、太陽の1万分の1程度しかない場合もありますが、それでも出力は100万分の1程度になります。10 × 10 ²² ワット(10 兆ギガワットまたは 10 ZW )。最大の赤色矮星 (例えばHD 179930、HIP 12961、Lacaille 8760 ) でさえ、太陽の光度の約 10% しかありません。^{[ 16 ]}一般的に、 0.35 M☉未満の赤色矮星は、_対流によって中心核から表面にエネルギーを輸送します。対流は、温度に比べて密度が高い内部の不透明度のために発生します。その結果、放射によるエネルギー伝達は減少し、代わりに対流が星の表面へのエネルギー輸送の主な形態となります。この質量を超えると、赤色矮星の中心核周辺には対流が発生しない領域が存在します。^{[ 17 ]} 

低質量赤色矮星は完全に対流するため、ヘリウムは中心核に蓄積されず、太陽のような大きな星と比較して、主系列を離れる前に水素のより大きな割合を燃焼させることができます。その結果、赤色矮星の推定寿命は宇宙の現在の年齢よりもはるかに長く、0.8 M☉未満の_星は主系列を離れる時間がありませんでした。赤色矮星の質量が低いほど、寿命は長くなります。これらの星の寿命は、太陽の予想される 100 億年の寿命を太陽の質量とそれらの質量の比の 3 乗または 4 乗で超えると考えられています。したがって、0.1 M☉_の赤色矮星は 10 兆年燃焼し続ける可能性があります。^{[ 15 ] [ 19 ]}赤色矮星の水素の割合が消費されるにつれて、核融合の速度は低下し、中心核は収縮し始めます。このサイズ縮小によって放出される重力エネルギーは熱に変換され、対流によって星全体に運ばれる。^{[ 20 ]}  

コンピュータシミュレーションによると、赤色矮星が最終的に赤色巨星に進化するために必要な最小質量は0.25太陽質量_である。質量が小さい天体は、年齢を重ねるにつれて表面温度と光度が上昇し、青色矮星になり、最終的には白色矮星になる。^{[ 18 ]} 

恒星の質量が小さいほど、この進化過程には時間がかかります。0.16 _{M☉ の}赤色矮星（近くのバーナード星の質量とほぼ同じ）は、2.5兆年間主系列星にとどまり、その後50億年間青色矮星として存在し、その間、恒星の光度（L☉ ）_は3分の1 、表面温度は6,500～8,500ケルビンになります。^{[ 18 ]} 

赤色矮星やその他の低質量星は、より質量の大きい星が主系列から外れた後も主系列にとどまるという事実は、星が主系列から外れる質量を特定することで、星団の年齢を推定することを可能にする。これは宇宙の年齢の下限値を与えるだけでなく、銀河ハローや銀河円盤といった天の川銀河内の構造の形成時間スケールを定めることも可能にする。

観測されている赤色矮星はすべて、天文学で水素とヘリウムよりも重い元素と定義される「金属」を含んでいます。ビッグバンモデルでは、第一世代の星は水素、ヘリウム、そして微量のリチウムしか持たず、したがって金属量が少ないと予測されています。寿命が非常に長いため、第一世代（種族III星）に属していた赤色矮星は、現在も存在しているはずです。しかし、低金属量の赤色矮星は稀です。宇宙の化学進化に関する定説では、初期宇宙の金属量の少ない環境では巨星しか形成されなかったと考えられているため、金属量の少ない矮星は稀であると予測されています。巨星は超新星爆発で短い生涯を終える際に、より小さな星を形成するために必要な重元素を放出します。そのため、宇宙が成熟し金属が豊富になるにつれて、矮星はより一般的になったのです。古代の金属欠乏赤色矮星が極めて少ないことは予想されていたが、観測では予想よりもさらに少ない数しか検出されなかった。赤色矮星のように暗い天体を検出することの難しさがこの矛盾の原因と考えられていたが、検出方法の改善によってもこの矛盾が確認されただけであった。^{[ 25 ]}

最も質量の小さい赤色矮星と最も質量の大きい褐色矮星の境界は、金属量に大きく依存する。太陽金属量では境界は約 0.07 M☉ で発生し_、金属量がゼロの場合は境界は約0.09 M☉_である。太陽金属量では、最も質量の小さい赤色矮星は理論的には約  1,700 K であるのに対し、太陽近傍の赤色矮星の測定では、最も低温の星の温度は約 1,700 K であることが示唆されている。2,075  K、スペクトル型は約 L2 である。理論によれば、金属量がゼロの最も低温の赤色矮星の温度は約3,600  K。最も質量の小さい赤色矮星の半径は約0.09 R☉_であり、より質量の大きい赤色矮星と質量の小さい褐色矮星はどちらもそれより大きい。^{[ 14 ] [ 26 ]} 

M型矮星の中には、光度階級がVIと低いため、赤色矮星ではなく準矮星に分類されるものもあります。通常の主系列星と同様に中心部で水素を核融合させますが、金属量が少ないため不透明度が低く、特に紫外線などの放射線がより多く放出されます。そのため、温度は高いものの暗く、主系列星より約2等級低い明るさになります。 ^{[ 27 ]}通常の主系列星に比べてはるかに希少です。^{[ 28 ]}一方、赤色矮星は一般的な主系列星です。

M型星のスペクトル標準は 長年にわたって若干変化してきたが、1990年代初頭以降はやや落ち着いている。これは、最も近い赤色矮星でさえかなり暗く、 20世紀初頭から中頃にかけて使用されていた写真乳剤ではその色がうまく記録されないためである。中期から後期のM型矮星の研究は、主に新しい天体写真および分光 技術の開発によって、過去数十年で大きく進歩した。これらの技術は写真乾板を廃止し、電荷結合素子（CCD）や赤外線感度アレイへと発展した。

改訂されたヤーキーズ・アトラス・システム（ジョンソン＆モーガン、1953年）^{[ 29 ]}には、M 型スペクトル標準星としてHD 147379（M0V）とHD  95735/ラランド21185（M2V）の2つしか記載され ていませんでした。HD 147379は後の標準星集では専門家による分類では標準とはみなされませんでしたが、ラランド21185は依然としてM2Vの主要な標準星です。ロバート・ギャリソン^{[ 30 ]}は赤色矮星の中に「アンカー」標準星を記載していませんが、ラランド21185は多くの標準星集を通してM2V標準星として存続しています。^{[ 29 ] [ 31 ] [ 32 ]}モーガン＆キーナン（1973年）によるMK分類のレビューには赤色矮星の標準星は含まれていませんでした。

1970 年代半ばに、赤色矮星の標準星が Keenan & McNeil (1976) ^{[ 33 ]}と Boeshaar (1976) ^{[ 34 ]}によって発表されましたが、標準星の間にはほとんど一致がありませんでした。1980 年代に、より低温の星が特定されるにつれて、赤色矮星の標準星の見直しが必要であることが明らかになりました。主に Boeshaar の標準星を基に、スチュワード天文台のグループ (Kirkpatrick、Henry、& McCarthy、1991) ^{[ 32 ]}が K5V から M9V までのスペクトル系列を補完しました。これらの M 型矮星の標準星が、現在に至るまで主要な標準星としてほぼ存続しています。1991 年以降、赤色矮星のスペクトル系列にはほとんど変化がありません。追加の赤色矮星の標準星は Henry らによってまとめられました。 (2002)、^{[ 35 ]}、D. Kirkpatrickは最近、Gray & Corballyの2009年のモノグラフで赤色矮星と標準星の分類をレビューした。^{[ 36 ]} M 型矮星の主スペクトル標準は、GJ 270 (M0V)、GJ 229A (M1V)、Lalande 21185 (M2V)、Gliese 581 ( M3V)、 Gliese 402 (M4V)、GJ 51 (M5V)、Wolf 359 (M6V)、van Biesbroeck 8 (M7V)、VB 10 (M8V)、LHS 2924 (M9V)である。

ガスに富む円盤（原始惑星系円盤）は、約 45 Myrs もの年齢の低質量星や褐色矮星の周囲で検出されています。これは、より質量の大きい星では通常 10 Myrs を超えると原始円盤が見られないため、珍しいことです。これらの古い円盤はピーターパン円盤と呼ばれ、J0808がそのプロトタイプです。^{[ 37 ]}円盤内にガスが長期間存在すると、 TRAPPIST-1で見られるような共鳴連鎖の形成が可能になります。^{[ 38 ]}この年齢に達するのはごく一部で、ほとんどは 5 Myrs 後に消散すると考えられています。恒星のフライバイや外部光蒸発など、環境が円盤の寿命に影響を与える可能性があり、その結果、電離したプロプリッドが生じる可能性があります。^{[ 39 ]}初期 M 星の周囲にあるエッジオンの原始惑星系円盤の中には、 Tau 042021やHH 30など、分解されているものがあります。これらは、 NIRCamおよびNIRSpec観測でジェットと最近では円盤風を示しています。円盤風は、円盤からの質量の除去と恒星表面への物質の降着において重要な役割を果たします。 ^{[ 40 ] [ 41 ]}

中赤外線観測装置による観測により、後期M型矮星の周囲にある原始円盤の内側の組成の研究が進展した。研究では、炭化水素に富む組成（例：2MASS J1605–1933、^{[ 42 ]} ISO-ChaI 147、^{[ 43 ]} J0446B ^{[ 44 ]}）または水に富む組成（例：Sz 114 ^{[ 45 ]} ）が発見された。円盤は、若い円盤では酸素に富み、古い円盤では炭素に富む傾向を示している。一部の円盤ではケイ酸塩も検出されている。 ^{[ 46 ]}これは、内側に漂う物質のモデルで説明される。まず、水氷に富む小石が内側に漂い、内側円盤の酸素量を増加させる。次に、炭素に富む蒸気が内側に漂い、内側円盤の炭素量を増加させる。このプロセスは、氷の外側部分が内側円盤に近いため、非常に質量の小さい星でより効率的である。^{[ 47 ]}この炭素に富む円盤の傾向は、褐色矮星や惑星質量天体にも見られます。褐色矮星2M1207は炭化水素に富む円盤を持ち、^{[ 46 ]}惑星質量天体Cha 1107−7626も円盤に炭化水素を示しています。^{[ 48 ]}この組成は、これらの円盤内で形成される惑星の組成、特に大気に影響を与える可能性があります。近傍の惑星が早期に大気を集積すると、C/O 比が低くなります (炭素量が少なく、酸素量が多い)。大気を後から集積すると、大気の C/O 比が高くなります (タイタンと同様)。^{[ 47 ]}固体から炭素が除去されると、岩石惑星の固体 (核/マントル/地殻) の炭素に乏しい組成になる可能性もあります。^{[ 43 ] [ 44 ]}

原始ガスが除去された後、系には残骸円盤が残ります。赤色矮星の周りの残骸円盤の例としては、AU Microscopii、CE Antliae、Fomalhaut Cなどがあります。

多くの赤色矮星は系外惑星に周回されているが、木星サイズの大きな惑星は比較的まれである。さまざまな恒星のドップラーサーベイによると、 太陽の2倍の質量を持つ恒星の約6分の1は1つ以上の木星サイズの惑星に周回されているのに対し、太陽のような恒星では16分の1であり、赤色矮星を周回する近接巨大惑星（木星サイズ以上）の頻度はわずか40分の1である。^{[ 49 ]}一方、マイクロレンズサーベイによると、3分の1の赤色矮星の周りには、長周期の海王星質量の惑星が見られる。^{[ 50 ]} HARPSによる観測ではさらに、赤色矮星の40%は、表面に液体の水が存在できるハビタブルゾーンを周回する「スーパーアース」クラスの惑星を持っていることが示されている。 ^{[ 51 ]}低質量星の周りの惑星形成のコンピュータシミュレーションでは、地球サイズの惑星が最も多いと予測されていますが、シミュレーションされた惑星の90%以上が質量の少なくとも10%が水であることから、赤色矮星を周回する地球サイズの惑星の多くは深い海に覆われていることが示唆されます。^{[ 52 ]}

2005年から2010年の間に、グリーゼ 581惑星系内で少なくとも4つ、おそらく最大6つの系外惑星が発見されました。1つの惑星は海王星とほぼ同じ質量、つまり地球の16倍の質量（M _🜨）を持っています。この惑星は恒星からわずか600万キロメートル（0.040 AU ）の距離を公転しており、恒星が暗いにもかかわらず、表面温度は150 ℃ （423 K 、302 °F ）と推定されています。2006年には、さらに小さな系外惑星（わずか5.5 M _🜨）が赤色矮星OGLE-2005-BLG-390Lの周りを公転しているのが発見されました。それは恒星から3億9000万キロメートル（2.6天文単位）離れたところにあり、表面温度は-220 ℃（53.1K 、-364.0 °F）です。            

2007年、グリーゼ581の周りを公転する、居住の可能性のある新たな系外惑星グリーゼ581cが発見されました。発見者（ステファン・ユードリー率いるチーム）が推定した最小質量は5.36_太陽質量です。発見者は、その半径を地球の1.5倍（R _🜨）と推定しています。その後、同じく居住の可能性のあるグリーゼ581dが発見されました。  

グリーゼ 581cとdは主星のハビタブルゾーン内にあり、これまでに発見された系外惑星の中で最も居住可能性の高い候補の2つです。 ^{[ 53 ]} 2010年9月に発見されたグリーゼ581g ^{[ 54 ]}は、主星のハビタブルゾーンの中央付近をほぼ円形の軌道で公転しています。しかし、この惑星の存在は議論の的となっています。^{[ 55 ]}

2017年2月23日、 NASAはみずがめ座の約39光年離れた 赤色矮星TRAPPIST-1を周回する地球サイズの惑星7個を発見したと発表した。これらの惑星はトランジット法によって発見されたため、すべての惑星の質量と半径の情報が得られている。TRAPPIST -1e、f、gはハビタブルゾーン内にあり、表面に液体の水が存在する可能性がある。^{[ 56 ]} 

現代の証拠によれば、赤色矮星系の惑星は居住可能である可能性が極めて低い。その数の多さと長い寿命にもかかわらず、赤色矮星の周りの惑星で生命が存在することを困難にする要因がいくつかある。まず、赤色矮星のハビタブルゾーンにある惑星は主星に非常に近いため、潮汐固定される可能性が高い。ほぼ円形の軌道の場合、これは片側が永遠に昼、もう片側が永遠に夜になることを意味する。これにより、惑星の片側からもう片側にかけて非常に大きな温度差が生じる可能性がある。このような状況では、地球上の生命に似た生命が進化することは困難であるように思われる。また、このような潮汐固定された惑星の大気には大きな問題があるようだ。永遠の夜ゾーンは、大気の主要ガスを凍結させるほど低温になり、昼ゾーンはむき出しで乾燥した状態になる。一方、厚い大気または惑星海が、そのような惑星の周囲に熱を循環させる可能性があるという理論もある。^{[ 57 ]}さらに、赤色矮星の特性により惑星表面の大部分が居住不可能であっても、惑星の明暗境界線などの限られた領域周辺に生命が存在する可能性がある。^{[ 58 ]}

恒星のエネルギー出力の変動も、生命の発生に悪影響を及ぼす可能性がある。赤色矮星はしばしばフレア星であり、数分で明るさが2倍になる巨大なフレアを放出することがある。この変動により、赤色矮星の近くで生命が発生し、存続することは困難になる。^{[ 59 ]}赤色矮星の近くを公転する惑星は、恒星がフレアを起こしても大気を維持できる可能性があるが、最近の研究では、これらの恒星は絶え間ない高エネルギーフレアと非常に大きな磁場の発生源であり、私たちが知っているような生命の可能性を低下させる可能性があることが示唆されている。^{[ 60 ] [ 61 ]}

• 赤色矮星一覧
• 激変星– 明るさが不規則に大きく変動する恒星 
• ネメシス（架空の恒星）– 太陽を周回する架空の恒星で、大量絶滅の原因とされている。 
• 星の数え方– 星の記録調査 
• 恒星進化― 恒星の寿命における変化 
• カプテイン星– 矮星座にある準矮星 
• ヤーキス光度分類– スペクトル特性に基づく恒星の分類 リダイレクト先の簡単な説明を表示するページ 

• 変光星AAVSO
• 恒星フレアに関する出版物（恒星活動グループ（UCM）による）
• レッド・ドワーフJumk.de
• 赤い星の台頭 ：小さくて低温の星は生命のホットスポットかもしれない―サイエンティフィック・アメリカン（2005年11月号）