Red dwarf (original) (raw)
Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Zentrum Wasserstoffbrennen (Kernfusion von 1H) stattfindet. Etwa drei Viertel aller Sterne gehören zu dieser Sternklasse. Sie leuchten so lichtschwach, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann.
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| dbo:abstract | Una nana roja és un tipus d'estrella caracteritzada per ser petita i relativament freda, situada a l'extrem inferior dret de la seqüència principal i de tipus espectral K o M. La majoria d'estrelles són nanes roges i tenen un diàmetre i una massa inferior a un terç del Sol (si tenen masses menors a 0,08 masses solars, ja es consideren nanes marrons) i una temperatura superficial inferior a 3.500 K. A causa del baix ritme al què cremen el seu hidrogen, les nanes roges tenen vides molt llargues. Mai inicien la fusió de l'heli i, per tant, no poden convertir-se en gegants vermelles; en canvi, es contreuen lentament fins que se'n consumeix tot l'hidrogen. Totes les nanes roges es troben a la seqüència principal, ja que no ha passat prou de temps des del Big Bang perquè la seva evolució les hagi desplaçades. Aquest fet, a més, és una evidència que l'univers té una edat finita. Un misteri encara no resolt és l'aparent absència de nanes roges sense metalls (en astronomia, un metall és qualsevol element que no sigui l'hidrogen o l'heli). El big bang prediu que la primera generació d'estrelles només estan formades per hidrogen, heli i liti. Si entre aquestes estrelles hi havia nanes roges, haurien de poder-se observar actualment, però no és així. L'explicació convencional és que sense elements pesants no es poden formar estrelles de massa petita i que les primeres estrelles foren totes de massa molt alta que, per tant, es consumiren ràpidament i generaren elements pesants per a les següents generacions d'estrelles. (ca) Červený trpaslík je malá a relativně chladná hvězda, na Hertzsprungově-Russellově diagramu se nachází na hlavní posloupnosti pozdního spektrálního typu K případně M. Tato definice pokrývá obrovské množství hvězd o průměru a hmotnosti menší než třetina sluneční (s dolní mezí 0,08 slunečních hmotností, za kterou jsou již hnědí trpaslíci). Jsou nejpočetnějším typem hvězd ve vesmíru – okolo 75 % všech hvězd v Galaxii jsou právě červení trpaslíci. Červení trpaslíci mají povrchovou teplotu menší než 3 500 K. Vyzařují jen málo světla, v některých případech dosahují jen 1/10 000 zářivého výkonu Slunce. Díky pomalému spalování vodíku mají enormně dlouhou odhadovanou životnost, pohybuje se od několika desítek miliard až po bilióny let. Červení trpaslíci nikdy nezažehnou jadernou fúzi hélia, takže se nemohou stát rudými obry; zvolna se smršťují a zahřívají, dokud nespotřebují všechen vodík. Od okamžiku velkého třesku neuplynulo dostatek času, aby jakýkoliv červený trpaslík stihl opustit hlavní posloupnost. Po opuštění hlavní posloupnosti se stane modrým trpaslíkem, který bude stále spalovat vodík. Až vyčerpá vodík, stane se bílým trpaslíkem. (cs) القزم البارد أو القزم الأحمر هو نوع من النجوم صغيرة وباردة نسبياً، ذات تصنيف طيفي من نوع-M أو نوع- K المتأخر. معظم النجوم قزمة وذات درجة حرارة على سطحها أقل من 3.500 كلفن، ولها كتلة أقل من نصف كتلة الشمس (وتصل حتى 0,075 من كتلة الشمس في حالة النجوم الهزيلة). ويسمى القزم بالبارد نظرًا لبرودة حرارة سطحه، وهو ما يجعله أحمر اللون، وهدوء تطوره الذي يستغرق مليارات السنين حتى يتحول من قزم بارد إلى قزم واقد، غير أن عمر الكون لم يسمح بعد باختبار صحة هذا القول، ولم يرصد العلماء أقزام واقدة حتى الآن. توجد نجوم الأقزام الباردة بكثرة في مجرة درب التبانة وكذلك قريبا من الشمس . ونظرا لضعف ضوؤها فليس من السهل مشاهدتها من الأرض، فهي لا ترى بالعين المجردة . ولا بد من الاستعانة بتلسكوب لرؤيتها أو رصدها . أحد تلك الأقزام الباردة قنطور الأقرب وهو أقرب النجوم إلى الشمس وبالتالي أقرب النجوم إلى الأرض، ويبعد عنا نحو 22و4 سنة ضوئية . نوع طيف القنطور الأقرب من فئة M5 ، ويبلغ لمعانه 11 قدر ظاهري . أقزام باردة أخرى قريبة من الشمس تجدها في قائمة أقرب النجوم إلينا. تضع أحدث الدراسات الاستقصائية معظم نجوم التسلسل الرئيسي في النوعين الطيفيين L2 أو L3. في نفس الوقت ، العديد من الأجسام الأكثر برودة من حوالي M6 أو M7 هي أقزام بنية ، وهي ذات كتلة غير كافية للحفاظ على اندماج الهيدروجين -1. وهذا يعطي تداخلا كبيرا في الأنواع الطيفية للأقزام الحمراء والبنية. قد يكون من الصعب تصنيف تلك الأقزام في هذا النطاق الطيفي. (ar) Ο ερυθρός νάνος ορίζεται με βάση το διάγραμμα Hertzsprung-Russell, ως ένας αστέρας που βρίσκεται στο κάτω μέρος της Κύριας Ακολουθίας. Είναι δηλαδή οποιοσδήποτε μικρής μάζας (μικρότερης από το μισό της μάζας του Ήλιου) και διαμέτρου αστέρας με σχετικώς χαμηλή επιφανειακή θερμοκρασία, μικρότερη από 3.500 K ή 3.200 C. Ο φασματικός τύπος του κατά το δισδιάστατο ταξινομικό σχήμα είναι M V, όπου το Μ αντιστοιχεί στο ερυθρό χρώμα και το V στο «νάνος», ή και ψυχρός K V. Συνήθως ένας αριθμός ενδιάμεσα δίνει με μεγαλύτερη ακρίβεια την ταξινόμηση από τους θερμότερους ως τους ψυχρότερους (M9 V) ερυθρούς νάνους. Τα δύο βασικά χαρακτηριστικά των ερυθρών νάνων είναι τα εξής: 1) Αποτελούν τη συντριπτική πλειονότητα των αστέρων του Γαλαξία μας και μάλλον και του Σύμπαντος, αλλά όχι και των αστέρων που φαίνονται στον ουρανό με γυμνό μάτι, επειδή είναι πολύ αμυδροί. 2) Είναι οι μακροβιότεροι «ζωντανοί» αστέρες (όχι «αστρικά πτώματα» όπως οι λευκοί νάνοι και οι αστέρες νετρονίων): Η δυνάμει διάρκεια ζωής τους είναι πολλαπλάσια μεγαλύτερη από τη σημερινή ηλικία του ίδιου του Σύμπαντος! (el) Ruĝa nano estas stelo, kiu estas malgranda kaj pli malvarma kompare al aliaj steloj. Laŭ la diagramo de Hertzsprung-Russell, tiaj steloj el la spektra klaso K malfrua aŭ M estas en la ĉefa sekvenco. Ili apartenas al la granda plimulto el la steloj kaj ilia diametro kaj maso estas malpli ol triono, ol la Suna diametro kaj maso. Ilia temperaturo surfaca estas sub 3.500 K. Ili dissendas malfortan lumon kaj vivas dum longega tempo ĉar ili bruligas hidrogenon tre malrapide. Oni kredas ke ruĝaj nanoj estas la plej kutima stela speco sed oni vidas ilin malofte pro ilia malalta luma dissendo. Proksima Centaŭro, la stelo plej proksima al Suno, estas ruĝa nano. Ankaŭ 20 el la 30 sekvaj steloj plej proksimaj al Suno estas ruĝaj nanoj. (eo) Una enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardío o M. Este tipo lo forman la mayor parte de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a la mitad de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 4000 K. Las enanas rojas son, hasta la fecha, el tipo más común de estrellas de la Vía Láctea, por lo menos en la vecindad del Sol, pero debido a su baja luminosidad las enanas rojas individuales no pueden ser observadas fácilmente. Desde la Tierra, ninguna es visible a simple vista. Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, es una enana roja (de Tipo M5 y magnitud aparente 11.05), al igual que veinte de las treinta estrellas más cercanas. De acuerdo con algunas estimaciones, las enanas rojas representan las tres cuartas partes de las estrellas en la Vía Láctea. Modelos estelares indican que las enanas rojas con menos de 0.35 Masas solares son completamente convectivas. De ahí a que el helio producido por la fusión termonuclear se vuelva a mezclar constantemente a lo largo de la estrella, evitando una acumulación en el núcleo. Por lo tanto, las enanas rojas se desarrollan muy lentamente, albergando una luminosidad y un tipo espectral constantes, por lo que —en teoría— su combustible tardará algunos billones de años en agotarse. Debido a la relativamente corta edad del universo, no existen enanas rojas en etapas evolutivas avanzadas. (es) Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Zentrum Wasserstoffbrennen (Kernfusion von 1H) stattfindet. Etwa drei Viertel aller Sterne gehören zu dieser Sternklasse. Sie leuchten so lichtschwach, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann. (de) Nano gorri bat sekuentzia nagusiko izar motarik txikiena eta hotzena da. Nano gorriak dira, askorekin, Esne Bidean izar motarik ohikoena, Eguzkiaren auzoan behintzat, baina euren argitasun txikia dela eta, nano gorri indibidualak ezin dira erraz ikusi. Lurretik, nano gorri baten definiziorik zorrotzenetara egokitzen den izarrik ez da begi hutsez ikusten. Proxima Centauri, Eguzkitik gertuen dagoen izarra, nano gorri bat da, hurbilen dauden hirurogei izarretatik berrogeita hamar bezala. Kalkulu batzuen arabera, nano gorriak Esne Bideko izarren hiru laurden dira. Eguzkitik hurbilen dauden nano gorri hotzenek ~ 2.000 kelvineko azaleko tenperatura dute, eta txikienek ~ % 9ko erradioak dituzte, ~ % 7,5eko masekin. Nano gorri hauek L0 eta L2 espektro klaseak dituzte. Nano marroien propietateekin nolabaiteko gainjartze bat dago, metaltasun baxuagoko nano marroi masiboenak 3.600 kelvinera irits baitaitezke eta M espektro mota berantiarrak izan baititzakete. Definizioak eta "nano gorria" terminoaren erabilera aldatu egiten dira mutur bero eta masiboenean sartzeari dagokionez. Definizio bat, M nanoen sinonimoa da (M motako sekuentzia nagusiko izarrak), 3.900 kelvineko eta 0,6 M☉ko gehienezko tenperatura eragiten duena. Beste batek, sekuentzia nagusiko M motako izar guztiak eta K motako sekuentzia nagusiko izar (K nanoa) guztiak hartzen ditu, honek, 5.200 kelvineko eta 0,8 M☉ko gehienezko tenperatura ematen duelarik. Definizio batzuk, edozein izar nano barne hartzen dute, eta K. nanoen sailkapenaren zati bat, beste definizio batzuk ere erabiltzen dira (ikus definizioa). M nanorik hotzenetako eta masa txikieneko asko nano marroiak izatea espero da, ez benetako izarrak, eta, beraz, nano gorriaren edozein definiziotik kanpo geratuko lirateke. Izar ereduek 0,35 M☉ baino gutxiagoko nano gorriak erabat konbektiboak direla adierazten dute. Beraz, hidrogenoaren fusio termonuklearrak sortutako helioa etengabe nahasten da izar osoan zehar, nukleoan helioa pilatzea ekidinez eta horrela fusio periodoa luzatuz. Beraz, masa baxuko nano gorriak oso poliki garatzen dira, argitasun eta espektro mota konstante bat bilioi urtetan mantenduz, euren erregaia agortzen den arte. Unibertsoaren adin konparatiboki motza dela eta, oraindik ez dago nano gorririk eboluzio aro aurreratuetan. (eu) En astronomie, une étoile rouge de la séquence principale, appelée communément naine rouge, est une étoile de type spectral M V (lire « M cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral M (étoile rouge). Les étoiles K dites tardives (naines orange les plus froides) sont parfois incluses parmi les naines rouges. Ces étoiles sont peu massives et de température peu élevée. Ayant une masse comprise entre 0,075 et 0,4 masse solaire (M☉) et une température inférieure à 4 000 K en surface, ce sont des étoiles peu lumineuses, les plus grosses d'entre elles émettant de l'ordre de 10 % de la luminosité solaire. En dessous de 0,08 M☉, on a affaire à un objet substellaire, à une naine brune ou à une planète géante gazeuse. La limite entre étoile naine rouge et naine brune de type spectral M est généralement au niveau du type M 6.5. Les naines rouges seraient de loin les étoiles les plus nombreuses de l'Univers. Les modèles stellaires actuels les décrivent comme entièrement convectives, c'est-à-dire que l'hydrogène est constamment brassé par convection dans l'ensemble de l'étoile de sorte que l'hélium issu de la réaction proton-proton au cœur de l'astre ne peut s'y accumuler. Les naines rouges pourraient ainsi briller de façon relativement constante pendant des centaines de milliards d'années, c'est-à-dire plusieurs dizaines de fois l'âge de l'Univers, ce qui signifie que toutes les naines rouges actuelles n'en seraient qu'au début de leur existence. (fr) Bintang Katai merah adalah bintang deret utama dengan kelas M atau K yang berukuran sekitar 0.08-0.5 M⊙ dan bersuhu rendah (sekitar 2500-400 Kelvin). Karena suhunya yang rendah tersebut membuat bintang ini berwarna merah, dan juga karena ukurannya yang kecil tersebut membuat bintang ini terlalu redup untuk terlihat sehingga terlalu sulit untuk diamati. Menurut para astronom, ada sekitar 20-30 katai merah yang dekat dengan bumi, tetapi terlalu redup untuk bisa terlihat. Bintang katai merah terdekat dengan bumi adalah Proxima Centauri. Bintang ini juga sulit dilihat sehingga hanya bisa dilihat melalui teleskop Inframerah maupun teleskop sekelas Teleskop Hubble. Katai merah merupakan bintang mayoritas di galaksi Bima Sakti dan merupakan bintang yang satu-satunya dapat bertahan hidup hingga bertriliun tahun. Contohnya adalah bintang Barnard yang dapat bertahan hidup hingga sekitar 2.5 triliun tahun (dimana angka ini melebihi umur alam semesta). Ini dikarenakan bintang katai merah memiliki massa yang kecil, sebagaimana bintang Barnard yang memiliki massa sekitar 0.16 M⊙. Karena umurnya yang sangat panjang, ia bisa digunakan untuk menghitung umur gugus bintang (in) A red dwarf is the smallest and coolest kind of star on the main sequence. Red dwarfs are by far the most common type of star in the Milky Way, at least in the neighborhood of the Sun, but because of their low luminosity, individual red dwarfs cannot be easily observed. From Earth, not one star that fits the stricter definitions of a red dwarf is visible to the naked eye. Proxima Centauri, the nearest star to the Sun, is a red dwarf, as are fifty of the sixty nearest stars. According to some estimates, red dwarfs make up three-quarters of the stars in the Milky Way. The coolest red dwarfs near the Sun have a surface temperature of about 2,000 K and the smallest have radii about 9% that of the Sun, with masses about 7.5% that of the Sun. These red dwarfs have spectral classes of L0 to L2. There is some overlap with the properties of brown dwarfs, since the most massive brown dwarfs at lower metallicity can be as hot as 3,600 K and have late M spectral types. Definitions and usage of the term "red dwarf" vary on how inclusive they are on the hotter and more massive end. One definition is synonymous with stellar M dwarfs (M-type main sequence stars), yielding a maximum temperature of 3,900 K and 0.6 M☉. One includes all stellar M-type main-sequence and all K-type main-sequence stars (K dwarf), yielding a maximum temperature of 5,200 K and 0.8 M☉. Some definitions include any stellar M dwarf and part of the K dwarf classification. Other definitions are also in use. Many of the coolest, lowest mass M dwarfs are expected to be brown dwarfs, not true stars, and so those would be excluded from any definition of red dwarf. Stellar models indicate that red dwarfs less than 0.35 M☉ are fully convective. Hence, the helium produced by the thermonuclear fusion of hydrogen is constantly remixed throughout the star, avoiding helium buildup at the core, thereby prolonging the period of fusion. Low-mass red dwarfs therefore develop very slowly, maintaining a constant luminosity and spectral type for trillions of years, until their fuel is depleted. Because of the comparatively short age of the universe, no red dwarfs yet exist at advanced stages of evolution. (en) 赤色矮星 (せきしょくわいせい、英: red dwarf) とは、主系列星（矮星）の中で特に小さく低温な恒星のグループである。主にスペクトル型がM型の主系列星を指すが、低温のK型主系列星の一部を含めることもある。表面が低温で赤色にみえるため、この名がある。 赤色矮星は、少なくとも太陽の近傍においては銀河系の恒星の中で最も一般的なタイプの恒星である。しかし光度が小さいため、個々の赤色矮星を観測するのは容易ではない。地球からは、狭義の赤色矮星に該当する恒星で肉眼で見ることができるものはない。太陽に最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリは赤色矮星であり、太陽系に近い恒星60個のうち50個が赤色矮星である。ある推定によると、赤色矮星は銀河系内の恒星のうち4分の3を占める。 太陽に近い最も低温な赤色矮星の表面温度は 2000 K 程度であり、最も小さいものは半径が太陽の 9% 程度、質量は太陽の 7.5% 程度である。これらの赤色矮星のスペクトル型は L0 から L2 となる。非常に重い褐色矮星のうち金属量が低い天体は 3600 K 程度の有効温度を持ちスペクトル型が晩期M型であるため、赤色矮星と褐色矮星はスペクトル分類上はある程度の重複がある。 「赤色矮星」という用語の定義と用法は、より高温で重い側の天体をどこまで含むかによって変化する。定義のうちの一つは「M型矮星」(M型主系列星) と同義であり、この場合は有効温度の最大値は 3900 K、質量は最大で0.6太陽質量である。別の定義ではM型主系列星の全てとK型主系列星の全てを含み、この場合温度は最高で 5200 K、質量は最大で0.8太陽質量となる。また別の定義では、全てのM型主系列星とK型主系列星の一部を含む。最も低温で低質量のM型矮星の大部分は褐色矮星であり実際には恒星ではないと考えられるため、これらは赤色矮星の定義からは除かれる。 恒星の内部構造の理論モデルによると、太陽質量の0.35倍より軽い赤色矮星は内部全体が対流層になる全対流を起こす。水素の熱核融合によって生成されるヘリウムが全対流によって恒星全体に均等に再分配されるため、中心核にヘリウムが蓄積するのが阻害され、核融合を起こすことができる期間が長くなる。そのため低質量の赤色矮星は非常にゆっくりと進化し、核融合の燃料が枯渇するまで、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。赤色矮星の寿命に比べて現在の宇宙の年齢は比較的短いため、主系列段階より先の段階に進化した赤色矮星は存在しない。 (ja) 적색왜성(赤色矮星, red dwarf, 문화어: 적색잔별)은 작고 상대적으로 차가우며 태양의 0.081-0.5배 정도의 질량( 갈색왜성의 한계질량보다 크다; 갈색왜성은 엄밀히 말하자면 별이 아니다. )을 지닌 주계열성을 부르는 말이다. 헤르츠스프룽-러셀 도표에 따르면 적색 왜성의 스펙트럼형은 어두운 K형으로부터 M형까지이며, 표면온도는 3800켈빈을 넘지 않는다. 우주에 있는 별들의 약 90퍼센트 정도가 적색왜성인 것으로 알려져 있다(어떤 예측에 따르면 은하수의 3/4는 적색왜성으로 이루어져 있다고 생각된다). 이처럼 적색왜성은 은하계의, 적어도 태양 근처에서, 모든 별들중 가장 흔한별이나, 낮은 광도때문에 개개의 적색왜성을 관측하기 쉽지않다. 실제로 지구에서 육안으로 관찰할 수 있는 적색왜성은 없다. 태양으로부터 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리도 적색왜성이다 (M5형 항성이며 겉보기 광도는 11.05). 이론적으로 항성모델에 따르면, 태양질량보다 0.35배보다 작은 적색왜성은, 모든부분이 대류(에너지 전달의 한 형태)의 형태로 전달되는 부분으로 이루어 졌다고 생각된다. 따라서 헬륨은 별의 내부를 통해서 지속적인 수소의 열역학적핵합성에 의하여 만들어지고 다른별과는 다르게 그들의 중심부 핵을 만들지 않는다. 따라서 적색왜성은 아주 느리게 진화하며 거의 일정한 광도와 등급형태를 가지고 있으며, 이론에 따르면 몇조년의 시간이 흐르기전엔 그들의 연료는 고갈되지 않는다. 이를 우주의 나이와 비교를 해봤을때, 우주의 나이가 상대적으로 짧기 때문에 적색왜성으로부터 추후 진화과정이 진행(청색왜성이라 일컫는 별)되고 있는 항성은 존재하지 않는다. (ko) In astronomia, una nana rossa (o stella M V) è una stella piccola e relativamente fredda (Teff ≤ 3500 K), di tipo spettrale M (colorazione fotosferica in media gialla intensa-arancione), posta sulla sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell. Si tratta della tipologia stellare più diffusa nell'universo: le nane rosse costituiscono infatti almeno il 67,5% di tutte le stelle presenti nella Via Lattea e recenti studi indicano che possano essere anche l'80%. Hanno masse comprese tra 0,4 e 0,08 masse solari, che costituisce il limite minimo perché una stella possa dirsi tale: al di sotto di questo limite infatti non si creano le condizioni di temperatura e pressione tali da innescare le reazioni di fusione dell'idrogeno in elio. Al di sotto di questa massa limite si trovano le nane brune, oggetti che possiedono una massa troppo piccola per compiere la fusione nucleare, ma comunque nettamente superiore a quella di un pianeta. (it) Een rode dwerg is een ster uit de hoofdreeks, van spectraalklasse K5 tot K9 of M en lichtkrachtklasse V, met een massa tussen 0,08 en 0,5 maal die van de zon. Door de relatief kleine massa is de temperatuur in de kern van een rode dwerg lager dan in die van grotere sterren, zodat de kernfusiereactie ("verbranding") van waterstof tot helium langzamer gaat. (nl) 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 0.6 M☉. 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 0.8 M☉. Algumas definições incluem qualquer anã M e parte da classificação de anã K. Outras definições também estão em uso (veja a sessão ). 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 0.35 M☉ 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. (pt) Czerwony karzeł – gwiazda ciągu głównego późnego typu widmowego (K, M, rzadko L). Gwiazdy te mają masę, rozmiary i jasność mniejsze niż Słońce, a temperatury ich powierzchni są niższe niż 4000 K. Czerwone karły stanowią najliczniejszy typ gwiazd we Wszechświecie, jednak z powodu małej jasności żadna z tych gwiazd nie jest widoczna gołym okiem na ziemskim niebie. W Drodze Mlecznej około 80% gwiazd jest czerwonymi karłami, w galaktykach eliptycznych ich liczba w stosunku do jaśniejszych gwiazd jest nawet 20 razy większa. Z powodu wolnego tempa syntezy wodoru w hel świecą one długo i ewoluują powoli; szacowany czas życia czerwonych karłów sięga 10 bilionów (1013) lat. (pl) Кра́сный ка́рлик — согласно диаграмме Герцшпрунга — Рассела, маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или поздний К. Являются очень распространёнными звёздами, особенно в старых шаровых скоплениях типа M3, галактическом гало. Распределение красных карликов в Галактике сферическое, в отличие от сильно излучающих её рукавов, светимость которых обусловлена яркими молодыми звёздами и переизлучением от газовых скоплений. (ru) Röda dvärgar är dvärgstjärnor med cirka en tredjedels solmassa och mindre diameter. Dessa lätta stjärnor är de vanligaste stjärnorna. De förbränner sitt bränsle mycket långsamt och blir därför mycket gamla. (sv) 紅矮星，也就是M型主序星（MV），根據赫羅圖，「紅矮星」在眾多處於主序階段的恆星當中，其大小及溫度均相對較小和低，在光譜分類方面屬於M型。 (zh) Червоний карлик — за діаграмою Герцшпрунґа—Рассела мала й відносно холодна зоря головної послідовності, спектральний клас М або верхній К. (uk) |
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| rdfs:comment | Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Zentrum Wasserstoffbrennen (Kernfusion von 1H) stattfindet. Etwa drei Viertel aller Sterne gehören zu dieser Sternklasse. Sie leuchten so lichtschwach, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann. (de) Een rode dwerg is een ster uit de hoofdreeks, van spectraalklasse K5 tot K9 of M en lichtkrachtklasse V, met een massa tussen 0,08 en 0,5 maal die van de zon. Door de relatief kleine massa is de temperatuur in de kern van een rode dwerg lager dan in die van grotere sterren, zodat de kernfusiereactie ("verbranding") van waterstof tot helium langzamer gaat. (nl) Czerwony karzeł – gwiazda ciągu głównego późnego typu widmowego (K, M, rzadko L). Gwiazdy te mają masę, rozmiary i jasność mniejsze niż Słońce, a temperatury ich powierzchni są niższe niż 4000 K. Czerwone karły stanowią najliczniejszy typ gwiazd we Wszechświecie, jednak z powodu małej jasności żadna z tych gwiazd nie jest widoczna gołym okiem na ziemskim niebie. W Drodze Mlecznej około 80% gwiazd jest czerwonymi karłami, w galaktykach eliptycznych ich liczba w stosunku do jaśniejszych gwiazd jest nawet 20 razy większa. Z powodu wolnego tempa syntezy wodoru w hel świecą one długo i ewoluują powoli; szacowany czas życia czerwonych karłów sięga 10 bilionów (1013) lat. (pl) Кра́сный ка́рлик — согласно диаграмме Герцшпрунга — Рассела, маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или поздний К. Являются очень распространёнными звёздами, особенно в старых шаровых скоплениях типа M3, галактическом гало. Распределение красных карликов в Галактике сферическое, в отличие от сильно излучающих её рукавов, светимость которых обусловлена яркими молодыми звёздами и переизлучением от газовых скоплений. (ru) Röda dvärgar är dvärgstjärnor med cirka en tredjedels solmassa och mindre diameter. Dessa lätta stjärnor är de vanligaste stjärnorna. De förbränner sitt bränsle mycket långsamt och blir därför mycket gamla. (sv) 紅矮星，也就是M型主序星（MV），根據赫羅圖，「紅矮星」在眾多處於主序階段的恆星當中，其大小及溫度均相對較小和低，在光譜分類方面屬於M型。 (zh) Червоний карлик — за діаграмою Герцшпрунґа—Рассела мала й відносно холодна зоря головної послідовності, спектральний клас М або верхній К. (uk) القزم البارد أو القزم الأحمر هو نوع من النجوم صغيرة وباردة نسبياً، ذات تصنيف طيفي من نوع-M أو نوع- K المتأخر. معظم النجوم قزمة وذات درجة حرارة على سطحها أقل من 3.500 كلفن، ولها كتلة أقل من نصف كتلة الشمس (وتصل حتى 0,075 من كتلة الشمس في حالة النجوم الهزيلة). ويسمى القزم بالبارد نظرًا لبرودة حرارة سطحه، وهو ما يجعله أحمر اللون، وهدوء تطوره الذي يستغرق مليارات السنين حتى يتحول من قزم بارد إلى قزم واقد، غير أن عمر الكون لم يسمح بعد باختبار صحة هذا القول، ولم يرصد العلماء أقزام واقدة حتى الآن. (ar) Una nana roja és un tipus d'estrella caracteritzada per ser petita i relativament freda, situada a l'extrem inferior dret de la seqüència principal i de tipus espectral K o M. La majoria d'estrelles són nanes roges i tenen un diàmetre i una massa inferior a un terç del Sol (si tenen masses menors a 0,08 masses solars, ja es consideren nanes marrons) i una temperatura superficial inferior a 3.500 K. A causa del baix ritme al què cremen el seu hidrogen, les nanes roges tenen vides molt llargues. Mai inicien la fusió de l'heli i, per tant, no poden convertir-se en gegants vermelles; en canvi, es contreuen lentament fins que se'n consumeix tot l'hidrogen. Totes les nanes roges es troben a la seqüència principal, ja que no ha passat prou de temps des del Big Bang perquè la seva evolució les hag (ca) Červený trpaslík je malá a relativně chladná hvězda, na Hertzsprungově-Russellově diagramu se nachází na hlavní posloupnosti pozdního spektrálního typu K případně M. Tato definice pokrývá obrovské množství hvězd o průměru a hmotnosti menší než třetina sluneční (s dolní mezí 0,08 slunečních hmotností, za kterou jsou již hnědí trpaslíci). Jsou nejpočetnějším typem hvězd ve vesmíru – okolo 75 % všech hvězd v Galaxii jsou právě červení trpaslíci. (cs) Ο ερυθρός νάνος ορίζεται με βάση το διάγραμμα Hertzsprung-Russell, ως ένας αστέρας που βρίσκεται στο κάτω μέρος της Κύριας Ακολουθίας. Είναι δηλαδή οποιοσδήποτε μικρής μάζας (μικρότερης από το μισό της μάζας του Ήλιου) και διαμέτρου αστέρας με σχετικώς χαμηλή επιφανειακή θερμοκρασία, μικρότερη από 3.500 K ή 3.200 C. Ο φασματικός τύπος του κατά το δισδιάστατο ταξινομικό σχήμα είναι M V, όπου το Μ αντιστοιχεί στο ερυθρό χρώμα και το V στο «νάνος», ή και ψυχρός K V. Συνήθως ένας αριθμός ενδιάμεσα δίνει με μεγαλύτερη ακρίβεια την ταξινόμηση από τους θερμότερους ως τους ψυχρότερους (M9 V) ερυθρούς νάνους. Τα δύο βασικά χαρακτηριστικά των ερυθρών νάνων είναι τα εξής: (el) Ruĝa nano estas stelo, kiu estas malgranda kaj pli malvarma kompare al aliaj steloj. Laŭ la diagramo de Hertzsprung-Russell, tiaj steloj el la spektra klaso K malfrua aŭ M estas en la ĉefa sekvenco. Ili apartenas al la granda plimulto el la steloj kaj ilia diametro kaj maso estas malpli ol triono, ol la Suna diametro kaj maso. Ilia temperaturo surfaca estas sub 3.500 K. Ili dissendas malfortan lumon kaj vivas dum longega tempo ĉar ili bruligas hidrogenon tre malrapide. (eo) Una enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardío o M. Este tipo lo forman la mayor parte de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a la mitad de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 4000 K. (es) Nano gorri bat sekuentzia nagusiko izar motarik txikiena eta hotzena da. Nano gorriak dira, askorekin, Esne Bidean izar motarik ohikoena, Eguzkiaren auzoan behintzat, baina euren argitasun txikia dela eta, nano gorri indibidualak ezin dira erraz ikusi. Lurretik, nano gorri baten definiziorik zorrotzenetara egokitzen den izarrik ez da begi hutsez ikusten. Proxima Centauri, Eguzkitik gertuen dagoen izarra, nano gorri bat da, hurbilen dauden hirurogei izarretatik berrogeita hamar bezala. Kalkulu batzuen arabera, nano gorriak Esne Bideko izarren hiru laurden dira. (eu) A red dwarf is the smallest and coolest kind of star on the main sequence. Red dwarfs are by far the most common type of star in the Milky Way, at least in the neighborhood of the Sun, but because of their low luminosity, individual red dwarfs cannot be easily observed. From Earth, not one star that fits the stricter definitions of a red dwarf is visible to the naked eye. Proxima Centauri, the nearest star to the Sun, is a red dwarf, as are fifty of the sixty nearest stars. According to some estimates, red dwarfs make up three-quarters of the stars in the Milky Way. (en) Bintang Katai merah adalah bintang deret utama dengan kelas M atau K yang berukuran sekitar 0.08-0.5 M⊙ dan bersuhu rendah (sekitar 2500-400 Kelvin). Karena suhunya yang rendah tersebut membuat bintang ini berwarna merah, dan juga karena ukurannya yang kecil tersebut membuat bintang ini terlalu redup untuk terlihat sehingga terlalu sulit untuk diamati. (in) En astronomie, une étoile rouge de la séquence principale, appelée communément naine rouge, est une étoile de type spectral M V (lire « M cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral M (étoile rouge). Les étoiles K dites tardives (naines orange les plus froides) sont parfois incluses parmi les naines rouges. (fr) 적색왜성(赤色矮星, red dwarf, 문화어: 적색잔별)은 작고 상대적으로 차가우며 태양의 0.081-0.5배 정도의 질량( 갈색왜성의 한계질량보다 크다; 갈색왜성은 엄밀히 말하자면 별이 아니다. )을 지닌 주계열성을 부르는 말이다. 헤르츠스프룽-러셀 도표에 따르면 적색 왜성의 스펙트럼형은 어두운 K형으로부터 M형까지이며, 표면온도는 3800켈빈을 넘지 않는다. 우주에 있는 별들의 약 90퍼센트 정도가 적색왜성인 것으로 알려져 있다(어떤 예측에 따르면 은하수의 3/4는 적색왜성으로 이루어져 있다고 생각된다). 이처럼 적색왜성은 은하계의, 적어도 태양 근처에서, 모든 별들중 가장 흔한별이나, 낮은 광도때문에 개개의 적색왜성을 관측하기 쉽지않다. 실제로 지구에서 육안으로 관찰할 수 있는 적색왜성은 없다. 태양으로부터 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리도 적색왜성이다 (M5형 항성이며 겉보기 광도는 11.05). (ko) In astronomia, una nana rossa (o stella M V) è una stella piccola e relativamente fredda (Teff ≤ 3500 K), di tipo spettrale M (colorazione fotosferica in media gialla intensa-arancione), posta sulla sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell. (it) 赤色矮星 (せきしょくわいせい、英: red dwarf) とは、主系列星（矮星）の中で特に小さく低温な恒星のグループである。主にスペクトル型がM型の主系列星を指すが、低温のK型主系列星の一部を含めることもある。表面が低温で赤色にみえるため、この名がある。 赤色矮星は、少なくとも太陽の近傍においては銀河系の恒星の中で最も一般的なタイプの恒星である。しかし光度が小さいため、個々の赤色矮星を観測するのは容易ではない。地球からは、狭義の赤色矮星に該当する恒星で肉眼で見ることができるものはない。太陽に最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリは赤色矮星であり、太陽系に近い恒星60個のうち50個が赤色矮星である。ある推定によると、赤色矮星は銀河系内の恒星のうち4分の3を占める。 太陽に近い最も低温な赤色矮星の表面温度は 2000 K 程度であり、最も小さいものは半径が太陽の 9% 程度、質量は太陽の 7.5% 程度である。これらの赤色矮星のスペクトル型は L0 から L2 となる。非常に重い褐色矮星のうち金属量が低い天体は 3600 K 程度の有効温度を持ちスペクトル型が晩期M型であるため、赤色矮星と褐色矮星はスペクトル分類上はある程度の重複がある。 (ja) 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. (pt) |
| rdfs:label | Red dwarf (en) قزم أحمر (ar) Nana roja (ca) Červený trpaslík (cs) Roter Zwerg (de) Ερυθρός νάνος (el) Ruĝa nano (eo) Enana roja (es) Nano gorri (eu) Naine rouge (fr) Katai merah (in) Nana rossa (it) 赤色矮星 (ja) 적색왜성 (ko) Rode dwerg (nl) Czerwony karzeł (pl) Anã vermelha (pt) Красный карлик (ru) Червоний карлик (uk) Röd dvärg (sv) 紅矮星 (zh) |
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