قزم أحمر

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 13 صور
الموسوعة الحرة
بروكسيما سنتوري ، أقرب نجم إلى الشمس، على مسافة 4.2 سنة  ضوئية (1.3  فرسخ فلكي )، هو قزم أحمر.

القزم الأحمر هو أصغر نوع من النجوم في التسلسل الرئيسي . الأقزام الحمراء هي أكثر أنواع النجوم المندمجة شيوعًا في مجرة ​​درب التبانة ، على الأقل في جوار الشمس . ومع ذلك، نظرًا لضعف سطوعها، لا يمكن ملاحظة الأقزام الحمراء الفردية بسهولة. من الأرض، لا يمكن رؤية نجم واحد يناسب التعريفات الأكثر صرامة للقزم الأحمر بالعين المجردة. [1] بروكسيما سنتوري ، النجم الأقرب إلى الشمس، هو قزم أحمر، وكذلك خمسون من أقرب ستين نجمًا . وفقًا لبعض التقديرات، تشكل الأقزام الحمراء ثلاثة أرباع النجوم المندمجة في مجرة ​​درب التبانة. [2]

تبلغ درجة حرارة سطح الأقزام الحمراء الأكثر برودة بالقرب من الشمس حوالي2000  كلفن وأصغرها لها نصف قطر يبلغ حوالي 9% من نصف قطر الشمس ، وكتل تبلغ حوالي 7.5% من نصف قطر الشمس . هذه الأقزام الحمراء لها أنواع طيفية من L0 إلى L2. هناك بعض التداخل مع خصائص الأقزام البنية ، حيث يمكن أن تكون الأقزام البنية الأكثر ضخامة عند معدنية أقل ساخنة مثل3600 كلفن ولها أنواع طيفية متأخرة من النوع M.

تختلف تعريفات واستخدامات مصطلح "القزم الأحمر" وفقًا لمدى شموله للجانب الأكثر حرارة والأكثر كتلة. أحد التعريفات مرادف للأقزام النجمية من النوع M ( نجوم التسلسل الرئيسي من النوع M )، والتي تبلغ درجة حرارتها القصوى 100 درجة فهرنهايت (100 درجة مئوية).3900 كلفن و0.6  م ☉ . يشمل أحدهما جميع النجوم من النوع M في التسلسل الرئيسي وجميع النجوم من النوع K في التسلسل الرئيسي ( قزم K )، مما ينتج عنه درجة حرارة قصوى تبلغ5200 كلفن و0.8  م☉ . تتضمن بعض التعريفات أي نجم قزم من النوع M وجزء من تصنيف الأقزام من النوع K. كما تُستخدم تعريفات أخرى. ومن المتوقع أن تكون العديد من أبرد النجوم القزمة من النوع M وأقلها كتلة أقزامًا بنية، وليست نجومًا حقيقية، وبالتالي سيتم استبعادها من أي تعريف للقزم الأحمر.

تشير النماذج النجمية إلى أن الأقزام الحمراء التي تقل كتلتها عن 0.35  كتلة شمسية تكون كاملة الحمل الحراري . [3] وبالتالي، فإن الهيليوم الناتج عن الاندماج النووي الحراري للهيدروجين يعاد خلطه باستمرار في جميع أنحاء النجم، مما يتجنب تراكم الهيليوم في القلب، وبالتالي إطالة فترة الاندماج. لذلك تتطور الأقزام الحمراء منخفضة الكتلة ببطء شديد، وتحافظ على لمعان ثابت ونوع طيفي لتريليونات السنين، حتى ينفد وقودها. ونظرًا لقصر عمر الكون نسبيًا ، فلا توجد أقزام حمراء حتى الآن في مراحل متقدمة من التطور.

تعريف

لا يوجد تعريف صارم لمصطلح "القزم الأحمر" عند استخدامه للإشارة إلى نجم. كان أحد أقدم استخدامات المصطلح في عام 1915، حيث استخدم ببساطة لمقارنة النجوم القزمة "الحمراء" بالنجوم القزمة "الزرقاء" الأكثر سخونة. [4] أصبح استخدامًا راسخًا، على الرغم من أن التعريف ظل غامضًا. [5] فيما يتعلق بالأنواع الطيفية التي تتأهل كأقزام حمراء، اختار باحثون مختلفون حدودًا مختلفة، على سبيل المثال K8–M5 [6] أو "أحدث من K5". [7] تم أيضًا استخدام النجم القزم M ، المختصر dM، ولكن في بعض الأحيان كان يشمل أيضًا نجومًا من النوع الطيفي K. [8]

في الاستخدام الحديث، لا يزال تعريف القزم الأحمر يختلف. عندما يتم تعريفه صراحةً، فإنه يشمل عادةً النجوم من فئة K- المتأخرة ومن فئة M- المبكرة إلى المتوسطة، [9] ولكن في كثير من الحالات يقتصر على النجوم من فئة M فقط. [10] [11] في بعض الحالات، يتم تضمين جميع نجوم K كأقزام حمراء، [12] وأحيانًا حتى النجوم الأقدم. [13]

تضع أحدث المسوحات أبرد نجوم التسلسل الرئيسي الحقيقية في الأنواع الطيفية L2 أو L3. في الوقت نفسه، فإن العديد من الأجسام الأكثر برودة من M6 أو M7 هي أقزام بنية، وهي غير ضخمة بما يكفي لدعم اندماج الهيدروجين-1 . [14] وهذا يعطي تداخلًا كبيرًا في الأنواع الطيفية للأقزام الحمراء والبنية. يمكن أن يكون من الصعب تصنيف الأجسام في هذا النطاق الطيفي.

الوصف والخصائص

الأقزام الحمراء هي نجوم ذات كتلة منخفضة جدًا . [15] ونتيجة لذلك، فإن ضغوطها منخفضة نسبيًا ومعدل اندماجها منخفض، وبالتالي درجة حرارتها منخفضة. الطاقة المولدة هي نتاج الاندماج النووي للهيدروجين إلى هيليوم عن طريق آلية سلسلة البروتون-البروتون (PP) . وبالتالي، تصدر هذه النجوم القليل نسبيًا من الضوء، وأحيانًا ما يصل إلى 1 ⁄ 10000 من ضوء الشمس، على الرغم من أن هذا لا يزال يعني خرج طاقة في حدود 10 22  واط (10 تريليون جيجاواط أو 10 ZW ). حتى أكبر الأقزام الحمراء (على سبيل المثال HD 179930 و HIP 12961 و Lacaille 8760 ) لديها حوالي 10٪ فقط من لمعان الشمس . [16] بشكل عام، تنقل الأقزام الحمراء التي تقل كتلتها عن 0.35  M ☉ الطاقة من اللب إلى السطح عن طريق الحمل الحراري . يحدث الحمل الحراري بسبب عتامة الجزء الداخلي، والذي يتميز بكثافة عالية مقارنة بدرجة الحرارة. ونتيجة لذلك، ينخفض ​​نقل الطاقة بالإشعاع ، وبدلاً من ذلك يكون الحمل الحراري هو الشكل الرئيسي لنقل الطاقة إلى سطح النجم. وفوق هذه الكتلة، سيكون للقزم الأحمر منطقة حول قلبه حيث لا يحدث الحمل الحراري. [17]

تم رسم عمر التسلسل الرئيسي المتوقع للقزم الأحمر مقابل كتلته بالنسبة للشمس. [18]

نظرًا لأن الأقزام الحمراء منخفضة الكتلة تكون كاملة الحمل الحراري، فإن الهيليوم لا يتراكم في النواة، وبالمقارنة مع النجوم الأكبر مثل الشمس، فإنها يمكن أن تحرق نسبة أكبر من الهيدروجين قبل مغادرة التسلسل الرئيسي . ونتيجة لذلك، فإن الأقزام الحمراء لها أعمار تقديرية أطول بكثير من عمر الكون الحالي، ولم يكن لدى النجوم التي تقل كتلتها عن 0.8  M ☉ الوقت الكافي لمغادرة التسلسل الرئيسي. وكلما انخفضت كتلة القزم الأحمر، زاد عمره. يُعتقد أن عمر هذه النجوم يتجاوز عمر الشمس المتوقع البالغ 10 مليارات عام بالقوة الثالثة أو الرابعة لنسبة كتلة الشمس إلى كتلتها؛ وبالتالي، قد يستمر القزم الأحمر الذي تبلغ كتلته 0.1  M ☉ في الاحتراق لمدة 10 تريليون عام. [15] [19] ومع استهلاك نسبة الهيدروجين في القزم الأحمر، ينخفض ​​معدل الاندماج ويبدأ اللب في الانكماش. تتحول الطاقة الجاذبية المنبعثة من هذا الانخفاض في الحجم إلى حرارة، والتي تنتقل في جميع أنحاء النجم عن طريق الحمل الحراري. [20]

خصائص النجوم النموذجية من النوع M في التسلسل الرئيسي [21] [22] [23]

النوع الطيفي [24] 		الكتلة ( م ☉ ) نصف القطر ( R ☉ ) السطوع ( L ☉ )
درجة الحرارة الفعالة
(ك)
مؤشر اللون
(B − V)
م0ف 0.57 0.588 0.069 3,850 1.42
م1ف 0.50 0.501 0.041 3,660 1.49
إم 2 في 0.44 0.446 0.029 3,560 1.51
إم 3 في 0.37 0.361 0.016 3,430 1.53
إم4في 0.23 0.274 7.2×10 −3 3,210 1.65
إم5 في 0.162 0.196 3.0×10 −3 3,060 1.83
إم6 في 0.102 0.137 1.0×10 −3 2,810 2.01
M7V 0.090 0.120 6.5×10 −4 2,680 2.12
M8V 0.085 0.114 5.2×10 −4 2,570 2.15
م9ف 0.079 0.102 3.0×10 −4 2,380 2.17

وفقًا لمحاكاة الكمبيوتر، فإن الحد الأدنى للكتلة التي يجب أن يمتلكها القزم الأحمر ليتطور في النهاية إلى عملاق أحمر هو 0.25  كتلة شمسية ؛ ومع تقدم العمر، ستزيد درجات حرارة سطح الأجسام الأقل كتلة ودرجة سطوعها، مما يجعلها أقزامًا زرقاء وأخيرًا أقزامًا بيضاء . [18]

كلما كان النجم أقل كتلة، كلما طالت هذه العملية التطورية.  سيبقى القزم الأحمر الذي تبلغ كتلته 0.16 كتلة شمسية (كتلة نجم برنارد القريب تقريبًا ) في التسلسل الرئيسي لمدة 2.5 تريليون سنة، يتبعها خمسة مليارات سنة كقزم أزرق، وخلال هذه الفترة سيكون للنجم ثلث سطوع الشمس ( L ☉ ) ودرجة حرارة سطح تتراوح بين 6500 و8500 كلفن . [18]

إن حقيقة أن الأقزام الحمراء والنجوم الأخرى ذات الكتلة المنخفضة تظل في التسلسل الرئيسي عندما تتحرك النجوم الأكبر حجمًا خارج التسلسل الرئيسي تسمح بتقدير عمر العناقيد النجمية من خلال إيجاد الكتلة التي تتحرك بها النجوم خارج التسلسل الرئيسي. يوفر هذا حدًا أدنى لعمر الكون ويسمح أيضًا بوضع مقاييس زمنية للتكوين على الهياكل داخل مجرة ​​درب التبانة ، مثل الهالة المجرية والقرص المجري .

تحتوي جميع الأقزام الحمراء المرصودة على "معادن" ، والتي في علم الفلك هي عناصر أثقل من الهيدروجين والهيليوم. يتنبأ نموذج الانفجار العظيم بأن الجيل الأول من النجوم يجب أن يحتوي فقط على الهيدروجين والهيليوم وكميات ضئيلة من الليثيوم، وبالتالي سيكون منخفض المعدنية. مع أعمارها القصوى، يجب أن تظل أي أقزام حمراء كانت جزءًا من ذلك الجيل الأول ( نجوم المجموعة الثالثة ) موجودة اليوم. ومع ذلك، فإن الأقزام الحمراء منخفضة المعادن نادرة. يتوقع النموذج المقبول للتطور الكيميائي للكون مثل هذا الندرة في النجوم القزمة الفقيرة بالمعادن لأنه يُعتقد أن النجوم العملاقة فقط هي التي تشكلت في البيئة الفقيرة بالمعادن في الكون المبكر. [ لماذا؟ ] عندما تنهي النجوم العملاقة حياتها القصيرة في انفجارات المستعرات العظمى ، فإنها تقذف العناصر الثقيلة اللازمة لتكوين نجوم أصغر. لذلك، أصبحت الأقزام أكثر شيوعًا مع تقدم عمر الكون وثرائه بالمعادن. في حين كان من المتوقع ندرة الأقزام الحمراء القديمة الفقيرة بالمعادن، فقد اكتشفت الملاحظات عددًا أقل من المتوقع. كان يُعتقد أن الصعوبة الشديدة في اكتشاف أجسام باهتة مثل الأقزام الحمراء هي السبب وراء هذا التناقض، لكن أساليب الكشف المحسنة لم تؤكد إلا هذا التناقض. [25]

تعتمد الحدود بين الأقزام الحمراء الأقل كتلة والأقزام البنية الأكثر كتلة بشكل كبير على المعدنية. في المعدنية الشمسية، يحدث الحد عند حوالي 0.07  M ☉ ، بينما عند صفر معدنية، يكون الحد حوالي 0.09  M ☉ . في المعدنية الشمسية، يكون للأقزام الحمراء الأقل كتلة نظريًا درجات حرارة حول1700  كلفن ، في حين تشير قياسات الأقزام الحمراء في جوار الشمس إلى أن أبرد النجوم لها درجات حرارة تبلغ حوالي2075 كلفن وفئات طيفية تبلغ حوالي L2. تتنبأ النظرية بأن أبرد الأقزام الحمراء عند درجة صفر معدنية ستكون درجات حرارتها حوالي3,600 كلفن . يبلغ نصف قطر الأقزام الحمراء الأقل كتلة حوالي 0.09  R ☉ ، في حين أن الأقزام الحمراء الأكثر كتلة والأقزام البنية الأقل كتلة أكبر. [14] [26]

النجوم الطيفية القياسية

Gliese 623 هو زوج من الأقزام الحمراء، مع GJ 623a على اليسار وGJ 623b الخافت على يمين المركز.

لقد تغيرت المعايير الطيفية للنجوم من النوع M قليلاً على مر السنين، ولكنها استقرت إلى حد ما منذ أوائل تسعينيات القرن العشرين. ويرجع جزء من هذا إلى حقيقة مفادها أن حتى أقرب الأقزام الحمراء باهتة إلى حد ما، ولا تظهر ألوانها بشكل جيد على المستحلبات الفوتوغرافية المستخدمة في أوائل إلى منتصف القرن العشرين. ولم تتقدم دراسة الأقزام من النوع M إلى أواخره بشكل كبير إلا في العقود القليلة الماضية، ويرجع ذلك في المقام الأول إلى تطوير تقنيات فلكية وطيفية جديدة ، والاستغناء عن الألواح الفوتوغرافية والتقدم إلى أجهزة الأزواج المشحونة (CCDs) والمصفوفات الحساسة للأشعة تحت الحمراء.

أدرج نظام أطلس يركس المنقح (جونسون ومورجان، 1953) [27] نجمين فقط من النوع M من المعايير الطيفية: HD 147379 (M0V) وHD 95735/ لالاند 21185 (M2V). وفي حين لم يعتبر HD 147379 معيارًا من قبل المصنفين الخبراء في مجموعات المعايير اللاحقة، فإن لالاند 21185 لا يزال معيارًا أساسيًا لـ M2V. لا يسرد روبرت جاريسون [28] أي معايير "راسية" بين الأقزام الحمراء، لكن لالاند 21185 نجا كمعيار لـ M2V من خلال العديد من المجموعات. [27] [29] [30] لم تتضمن المراجعة الخاصة بتصنيف MK بواسطة مورجان وكينان (1973) معايير للأقزام الحمراء.

في منتصف سبعينيات القرن العشرين، نشر كينان وماكنيل (1976) [31] وبوشار (1976)، [32] نجوم الأقزام الحمراء القياسية ، ولكن لم يكن هناك اتفاق كبير بين المعايير. ومع تحديد النجوم الأكثر برودة في وقت لاحق خلال الثمانينيات، كان من الواضح أن هناك حاجة إلى إصلاح شامل لمعايير الأقزام الحمراء. بناءً على معايير بوشار بشكل أساسي، قامت مجموعة في مرصد ستيوارد (كيركباتريك وهنري ومكارثي، 1991) [30] بملء التسلسل الطيفي من K5V إلى M9V. هذه النجوم القزمة القياسية من النوع M هي التي نجت إلى حد كبير كمعايير رئيسية حتى يومنا هذا. كانت هناك تغييرات لا تذكر في التسلسل الطيفي للأقزام الحمراء منذ عام 1991. قام هنري وآخرون بتجميع معايير إضافية للأقزام الحمراء. (2002)، [33] وقد قام D. Kirkpatrick مؤخرًا بمراجعة تصنيف الأقزام الحمراء والنجوم القياسية في دراسة Gray & Corbally لعام 2009. [34] المعايير الطيفية الأساسية للأقزام الحمراء هي: 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).

الكواكب

رسم توضيحي يصور AU Mic ، وهو نجم قزم أحمر من النوع M (الفئة الطيفية M1Ve) يقل عمره عن 0.7% من عمر الشمس. تمثل المناطق المظلمة مناطق ضخمة تشبه البقع الشمسية.

تدور حول العديد من الأقزام الحمراء كواكب خارجية ، لكن الكواكب الكبيرة بحجم المشتري نادرة نسبيًا. تشير مسوحات دوبلر لمجموعة كبيرة ومتنوعة من النجوم إلى أن حوالي 1 من كل 6 نجوم بكتلة ضعف كتلة الشمس تدور حول واحد أو أكثر من الكواكب بحجم المشتري، مقابل 1 من كل 16 للنجوم الشبيهة بالشمس وتواتر الكواكب العملاقة القريبة (بحجم المشتري أو أكبر) التي تدور حول الأقزام الحمراء هو 1 من كل 40 فقط. [35] من ناحية أخرى، تشير مسوحات العدسات الدقيقة إلى أن الكواكب ذات كتلة نبتون ذات فترة مدارية طويلة توجد حول واحد من كل ثلاثة أقزام حمراء. [36] تشير الملاحظات باستخدام HARPS أيضًا إلى أن 40٪ من الأقزام الحمراء لديها كوكب من فئة " الأرض الفائقة " يدور في المنطقة الصالحة للسكن حيث يمكن أن يوجد الماء السائل على السطح. [37] تتنبأ المحاكاة الحاسوبية لتكوين الكواكب حول النجوم ذات الكتلة المنخفضة بأن الكواكب بحجم الأرض هي الأكثر وفرة، ولكن أكثر من 90% من الكواكب المحاكاة تتكون من 10% على الأقل من الماء من حيث الكتلة، مما يشير إلى أن العديد من الكواكب بحجم الأرض التي تدور حول النجوم القزمة الحمراء مغطاة بمحيطات عميقة. [38]

تم اكتشاف ما لا يقل عن أربعة وربما ما يصل إلى ستة كواكب خارجية تدور داخل نظام الكواكب Gliese 581 بين عامي 2005 و 2010. يبلغ كتلة أحد الكواكب حوالي كتلة نبتون ، أو 16  كتلة أرضية ( ME ). يدور على بعد 6 ملايين كيلومتر فقط (0.040  وحدة فلكية ) من نجمه، ويُقدر أن درجة حرارة سطحه تبلغ 150  درجة مئوية (423  كلفن ؛ 302  درجة فهرنهايت )، على الرغم من خفوت نجمه. في عام 2006، تم العثور على كوكب خارجي أصغر (5.5  وحدة فلكية فقط ) يدور حول القزم الأحمر OGLE-2005-BLG-390L ؛ يقع على بعد 390 مليون كيلومتر (2.6 وحدة فلكية) من النجم ودرجة حرارة سطحه −220 درجة مئوية (53.1 كلفن؛ −364.0 درجة فهرنهايت).

في عام 2007، تم العثور على كوكب خارجي جديد، يحتمل أن يكون صالحًا للحياة ، وهو كوكب Gliese 581c ، يدور حول كوكب Gliese 581. الحد الأدنى للكتلة الذي قدرّه مكتشفوه (فريق بقيادة ستيفان أودري ) هو 5.36  كتلة شمسية . ويقدر المكتشفون نصف قطره بـ 1.5 ضعف نصف قطر الأرض ( R 🜨 ). ومنذ ذلك الحين، تم اكتشاف كوكب Gliese 581d ، وهو أيضًا يحتمل أن يكون صالحًا للحياة.

يقع الكوكبان Gliese 581c وd ضمن المنطقة الصالحة للسكنى للنجم المضيف، وهما اثنان من المرشحين الأكثر احتمالاً لصلاحية السكنى من بين أي كواكب خارجية تم اكتشافها حتى الآن. [39] الكوكب Gliese 581g ، الذي تم اكتشافه في سبتمبر 2010، [40] له مدار شبه دائري في منتصف المنطقة الصالحة للسكنى للنجم. ومع ذلك، فإن وجود الكوكب محل نزاع. [41]

في 23 فبراير 2017، أعلنت وكالة ناسا اكتشاف سبعة كواكب بحجم الأرض تدور حول النجم القزم الأحمر TRAPPIST-1 على بعد حوالي 39 سنة ضوئية في كوكبة الدلو. تم اكتشاف الكواكب من خلال طريقة العبور، مما يعني أن لدينا معلومات عن الكتلة ونصف القطر لجميعها. يبدو أن TRAPPIST-1e و f و g تقع ضمن المنطقة الصالحة للسكن وقد تحتوي على مياه سائلة على السطح. [42]

قابلية السكن

تصور فني لكوكب به قمرين خارجيين يدوران في المنطقة الصالحة للحياة حول قزم أحمر .

تشير الأدلة الحديثة إلى أن الكواكب في أنظمة الأقزام الحمراء من غير المرجح للغاية أن تكون صالحة للسكن. وعلى الرغم من أعدادها الكبيرة وأعمارها الطويلة، فهناك العديد من العوامل التي قد تجعل الحياة صعبة على الكواكب التي تدور حول قزم أحمر. أولاً، ستكون الكواكب في المنطقة الصالحة للسكنى للقزم الأحمر قريبة جدًا من النجم الأم لدرجة أنها من المحتمل أن تكون مقيدة مديًا . وبالنسبة لمدار دائري تقريبًا، فهذا يعني أن أحد الجانبين سيكون في ضوء النهار الدائم والآخر في ليل أبدي. وقد يؤدي هذا إلى اختلافات هائلة في درجات الحرارة من جانب واحد من الكوكب إلى الجانب الآخر. ويبدو أن مثل هذه الظروف تجعل من الصعب تطور أشكال الحياة المشابهة لتلك الموجودة على الأرض. ويبدو أن هناك مشكلة كبيرة في الغلاف الجوي لمثل هذه الكواكب المقيدة مديًا: ستكون منطقة الليل الدائم باردة بدرجة كافية لتجميد الغازات الرئيسية في غلافها الجوي، مما يترك منطقة ضوء النهار عارية وجافة. من ناحية أخرى، ومع ذلك، تقترح إحدى النظريات أن الغلاف الجوي السميك أو المحيط الكوكبي يمكن أن يدور الحرارة حول مثل هذا الكوكب. [43]

قد يكون للتباين في إنتاج الطاقة النجمية أيضًا تأثيرات سلبية على تطور الحياة. غالبًا ما تكون الأقزام الحمراء عبارة عن نجوم متوهجة ، والتي يمكن أن تنبعث منها توهجات هائلة، مما يضاعف سطوعها في دقائق. هذا التباين يجعل من الصعب على الحياة أن تتطور وتستمر بالقرب من قزم أحمر. [44] في حين أنه قد يكون من الممكن لكوكب يدور بالقرب من قزم أحمر أن يحتفظ بغلافه الجوي حتى لو توهج النجم، تشير الأبحاث الأحدث إلى أن هذه النجوم قد تكون مصدرًا لتوهجات عالية الطاقة مستمرة وحقول مغناطيسية كبيرة جدًا، مما يقلل من احتمالية الحياة كما نعرفها. [45] [46]

انظر أيضا

مراجع

  1. ^ كين كروسويل. "ألمع قزم أحمر" . تم الاسترجاع في 10 يوليو 2019 .
  2. ^ جيسون بالمر (6 فبراير 2013). "الكواكب الخارجية القريبة من الأقزام الحمراء تشير إلى وجود كوكب آخر أقرب إلينا". بي بي سي . تم الاسترجاع في 10 يوليو 2019 .
  3. ^ Reiners, Ansgar; Basri, Gibor (March 2009). "On the magnetic topology of partial and complete convective stars". Astronomy and Astrophysics . 496 (3): 787–790. arXiv : 0901.1659 . Bibcode :2009A&A...496..787R. doi :10.1051/0004-6361:200811450. S2CID  15159121.
  4. ^ Lindemann, FA (1915). "عمر الأرض". المرصد . 38 : 299. رمز Bibcode :1915Obs....38..299L.
  5. ^ Edgeworth, KE (1946). "Red Dwarf Stars". Nature . 157 (3989): 481. Bibcode :1946Natur.157..481E. doi : 10.1038/157481d0 . S2CID  4106298.
  6. ^ داير، إدوارد ر. (1956). "تحليل للحركات الفضائية للنجوم القزمة الحمراء". المجلة الفلكية . 61 : 228. رمز Bibcode :1956AJ.....61..228D. doi :10.1086/107332.
  7. ^ مومفورد، جورج س. (1956). "حركات وتوزيع النجوم القزمة من النوع M". المجلة الفلكية . 61 : 224. رمز Bibcode :1956AJ.....61..224M. doi : 10.1086/107331 .
  8. ^ Vyssotsky, AN (1956). "اكتشاف نجوم قزمة من النوع M باستخدام التحليل الطيفي الضوئي". Astronomical Journal . 61 : 201. Bibcode :1956AJ.....61..201V. doi :10.1086/107328.
  9. ^ Engle, SG; Guinan, EF (2011). "النجوم القزمة الحمراء: الأعمار، والدوران، ونشاط الدينامو المغناطيسي وقابلية الكواكب المستضافة للسكن". المؤتمر التاسع لمنطقة حافة المحيط الهادئ حول الفيزياء الفلكية النجمية. وقائع مؤتمر عقد في ليجيانج . 451 : 285. arXiv : 1111.2872 . Bibcode :2011ASPC..451..285E.
  10. ^ هيث، مارتن جيه؛ دويل، لورانس ر؛ جوشي، مانوج م؛ هابرل، روبرت م. (1999). "صلاحية الكواكب حول النجوم القزمة الحمراء للسكن". أصول الحياة وتطور المحيط الحيوي . 29 (4): 405-24. رمز Bibcode :1999OLEB...29..405H. doi : 10.1023/A:1006596718708 . PMID  10472629. S2CID  12329736.
  11. ^ فاريحي، جيه؛ هوارد، دي دبليو؛ واتشر، إس. (2006). "أنظمة الأقزام البيضاء والأقزام الحمراء التي تم حلها باستخدام تلسكوب هابل الفضائي. النتائج الأولى". مجلة الفيزياء الفلكية . 646 (1): 480-492. arXiv : astro-ph/0603747 . رمز Bibcode :2006ApJ...646..480F. doi :10.1086/504683. S2CID  16750158.
  12. ^ Pettersen, BR; Hawley, SL (1989). "A spectroscopic survey of red dwarf flame stars". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 217 : 187. Bibcode :1989A&A...217..187P.
  13. ^ أليكسييف، آي يو؛ كوزلوفا، أو في (2002). "البقع النجمية والمناطق النشطة على النجم القزم الأحمر الانبعاثي LQ Hydrae". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 396 : 203-211. رمز Bibcode : 2002A&A...396..203A. doi : 10.1051/0004-6361:20021424 .
  14. ^ ab Dieterich, Sergio B.; Henry, Todd J.; Jao, Wei-Chun; Winters, Jennifer G.; Hosey, Altonio D.; Riedel, Adric R.; Subasavage, John P. (2014). "The Solar Neighborhood. XXXII. The Hydrogen Burning Limit". المجلة الفلكية . 147 (5): 94. arXiv : 1312.1736 . Bibcode :2014AJ....147...94D. doi :10.1088/0004-6256/147/5/94. S2CID  21036959.
  15. ^ أ ب ريتشموند، مايكل (10 نوفمبر 2004). "المراحل المتأخرة من تطور النجوم ذات الكتلة المنخفضة". معهد روتشستر للتكنولوجيا . تم الاسترجاع في 10 يوليو 2019 .
  16. ^ Chabrier, G.; Baraffe, I.; Plez, B. (1996). "علاقة الكتلة باللمعان ونضوب الليثيوم للنجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا". Astrophysical Journal Letters . 459 (2): L91–L94. Bibcode :1996ApJ...459L..91C. doi : 10.1086/309951 .
  17. ^ Padmanabhan, Thanu (2001). Theoretical Astrophysics . Cambridge University Press. ص 96-99. ISBN 0-521-56241-4.
  18. ^ abc Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve JM (2004). "الأقزام الحمراء ونهاية التسلسل الرئيسي" (PDF) . الانهيار الجاذبي: من النجوم الضخمة إلى الكواكب . مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية المكسيكية. ص 46-49. رمز Bibcode :2004RMxAC..22...46A.
  19. ^ فريد سي. آدامز وغريغوري لافلين (1997). "الكون المحتضر: المصير الطويل الأمد وتطور الأجسام الفيزيائية الفلكية". مراجعات الفيزياء الحديثة . 69 (2): 337-372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode :1997RvMP...69..337A. doi :10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
  20. ^ كوبيليس، ثيو (2007). في البحث عن الكون . دار جونز وبارتليت للنشر. رقم ISBN 978-0-7637-4387-1.
  21. ^ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (1 September 2013). "الألوان الجوهرية ودرجات الحرارة والتصحيحات البولومترية للنجوم ما قبل النسق الرئيسي". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 208 (1): 9. arXiv : 1307.2657 . Bibcode :2013ApJS..208....9P. doi :10.1088/0067-0049/208/1/9. ISSN  0067-0049. S2CID  119308564.
  22. ^ ماماجيك، إيريك (2 مارس 2021). "اللون النجمي القزمي الحديث وتسلسل درجة الحرارة الفعّالة". جامعة روتشستر، قسم الفيزياء والفلك . تم الاسترجاع في 5 يوليو 2021 .
  23. ^ Cifuentes, C.; Caballero, JA; Cortés-Contreras, M.; Montes, D.; Abellán, FJ; Dorda, R.; Holgado, G. (2020). "كتالوج مدخلات CARMENES للأقزام النجمية M. V. Luminosities, colors, and spectral energy distributions". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 642 (أكتوبر 2020): 32. arXiv : 2007.15077 . Bibcode :2020A&A...642A.115C. doi :10.1051/0004-6361/202038295.
  24. ^ قد تظهر الأقزام البنية الأصغر سنًا أيضًا أطيافًا مشابهة لنجوم النوع M المتأخرة.
  25. ^ إليزابيث نيوتن (15 فبراير 2012). "والآن هناك مشكلة مع الأقزام الحمراء أيضًا". Astrobites . تم الاسترجاع في 2019-07-10 .
  26. ^ بوروز، آدم؛ هوبارد، ويليام ب؛ لونين، جوناثان آي؛ ليبرت، جيمس (2001). "نظرية الأقزام البنية والكواكب العملاقة خارج المجموعة الشمسية". مراجعات الفيزياء الحديثة . 73 (3): 719-765. arXiv : astro-ph/0103383 . Bibcode :2001RvMP...73..719B. doi :10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID  204927572.
  27. ^ ab Johnson, HL; Morgan, WW (1953). "قياس الضوء النجمي الأساسي لمعايير النوع الطيفي على النظام المنقح لأطلس يركس الطيفي". مجلة الفيزياء الفلكية . 117 : 313. رمز Bibcode :1953ApJ...117..313J. doi :10.1086/145697.
  28. ^ جاريسون، روبرت ف. "جدول معايير نقطة إرساء MK". قسم علم الفلك والفيزياء الفلكية. astro.utoronto.ca . جامعة تورنتو. مؤرشف من الأصل في 2019-06-25 . تم الاسترجاع في 2011-12-18 .
  29. ^ كينان، فيليب سي؛ ماكنيل، رايموند سي (1989). "كتالوج بيركنز لأنواع MK المنقحة للنجوم الأكثر برودة". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 71 : 245. رمز Bibcode :1989ApJS...71..245K. doi :10.1086/191373. S2CID  123149047.
  30. ^ ab Kirkpatrick, JD; Henry, Todd J.; McCarthy, Donald W. (1991). "تسلسل طيفي نجمي قياسي في الأشعة تحت الحمراء / القريبة من الأشعة تحت الحمراء - الفئات K5 إلى M9". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 77 : 417. رمز Bibcode : 1991ApJS...77..417K. doi : 10.1086/191611 .
  31. ^ كينان، فيليب تشايلدز؛ ماكنيل، رايموند سي. (1976). أطلس لأطياف النجوم الأكثر برودة: الأنواع G وK وM وS وC. الجزء الأول: المقدمة والجداول . كولومبوس، أوهايو: مطبعة جامعة ولاية أوهايو. رمز المكتبة : 1976aasc.book.....K.
  32. ^ Boeshaar, PC (1976). التصنيف الطيفي للنجوم القزمة من النوع M (أطروحة دكتوراه). كولومبوس، أوهايو: جامعة ولاية أوهايو. رمز Bibcode :1976PhDT........14B.
  33. ^ هنري، تود جيه؛ ووكوفيتش، لوسيان إم ؛ وبارتو، تود سي؛ وجوليموفسكي، ديفيد إيه (2002). "الجوار الشمسي. السادس. تحديد النجوم الجنوبية القريبة الجديدة من خلال التحليل الطيفي البصري". المجلة الفلكية . 123 (4): 2002. arXiv : astro-ph/0112496 . رمز Bibcode :2002AJ....123.2002H. doi :10.1086/339315. S2CID  17735847.
  34. ^ جراي، ريتشارد أو.؛ ​​كوربالي، كريستوفر (2009). التصنيف الطيفي النجمي . مطبعة جامعة برينستون. رمز المكتبة : 2009ssc..book.....G.
  35. ^ ماويت، ديميتري؛ يوفانوفيتش، نيمانجا؛ ديلورم، جاك-روبرت؛ وآخرون. (2018-07-10). "جهاز تصوير الكواكب وتمييزها (KPIC): تحديث الحالة" (PDF) . في شميدت، ديرك؛ شرايبر، لورا؛ كلوز، ليرد م. (المحررون). أنظمة البصريات التكيفية، المجلد السادس . مجلة SPIE. ص. 6. doi :10.1117/12.2314037. ISBN 9781510619593تم فحص الانفصالات القريبة (< 1 وحدة فلكية) على نطاق واسع بواسطة مسوحات دوبلر والعبور مع النتائج التالية: تردد الكواكب العملاقة القريبة (1−10  M Jup ) هو 2.5 ± 0.9% فقط ، وهو ما يتوافق مع نماذج تراكم اللب بالإضافة إلى الهجرة.
  36. ^ جونسون، جيه إيه (أبريل 2011). "النجوم التي تستضيف الكواكب". مجلة سكاي آند تليسكوب . ص 22-27.
  37. ^ "مليارات الكواكب الصخرية في المناطق الصالحة للحياة حول الأقزام الحمراء". المرصد الجنوبي الأوروبي . 28 مارس 2012. تم الاسترجاع في 10 يوليو 2019 .[ رابط ميت دائم ]
  38. ^ أليبرت، يان (2017). "تكوين وتكوين الكواكب حول النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 539 (12 أكتوبر 2016): 8. arXiv : 1610.03460 . Bibcode :2017A&A...598L...5A. doi :10.1051/0004-6361/201629671. S2CID  54002704.
  39. ^ ثان، كير (24 أبريل 2007). "اكتشاف رئيسي: كوكب جديد قد يحتوي على الماء والحياة". SPACE.com . تم الاسترجاع في 10 يوليو 2019 .
  40. ^ "علماء يكتشفون كوكبًا صالحًا للحياة بالقرب من الأرض". Physorg.com . تم الاسترجاع في 2013-03-26 .
  41. ^ تومي، ميكو (2011). "إعادة التحليل البايزي للسرعات الشعاعية لـ Gliese 581. أدلة لصالح وجود أربعة رفاق كوكبيين فقط". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 528 : L5. arXiv : 1102.3314 . Bibcode :2011A&A...528L...5T. doi :10.1051/0004-6361/201015995. S2CID  11439465.
  42. ^ "ناسا تكشف عن اكتشاف قياسي لكوكب خارج المجموعة الشمسية". www.nasa.gov . 22 فبراير 2017.
  43. ^ تشارلز كيو تشوي (9 فبراير 2015). "قد تظل الكواكب التي تدور حول الأقزام الحمراء رطبة بما يكفي للحياة". علم الأحياء الفلكي. مؤرشف من الأصل في 2015-09-21 . تم الاسترجاع في 15 يناير 2017 .{{cite web}}:CS1 maint: عنوان URL غير مناسب ( الرابط )
  44. ^ فيدا ، ك. كوفاري، Zs.؛ بال، أ.؛ أولاه، ك. كريسكوفيتش، L.؛ وآخرون. (2017). “الحرق المتكرر في نظام TRAPPIST-1 – غير مناسب للحياة؟”. مجلة الفيزياء الفلكية . 841 (2): 2. أرخايف : 1703.10130 . بيب كود :2017ApJ...841..124V. دوى : 10.3847/1538-4357/aa6f05 . S2CID  118827117.
  45. ^ ألبرت، مارك (1 نوفمبر 2005). "صعود النجم الأحمر". مجلة ساينتفك أمريكان .
  46. ^ جورج دفورسكي (2015-11-19). "هذا النجم العاصف يعني أن الحياة الفضائية قد تكون أكثر ندرة مما كنا نعتقد". جيزمودو . تم الاسترجاع في 2019-07-10 .

مصادر

  • بوروز، آدم؛ هابارد، ويليام ب؛ سومون، ديدييه؛ لونين، جوناثان آي. (1993). "مجموعة موسعة من نماذج الأقزام البنية والنجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا". مجلة الفيزياء الفلكية . 406 (1): 158-171. رمز Bibcode :1993ApJ...406..158B. doi : 10.1086/172427 .
  • "مقياس التداخل VLT يقيس حجم نجم بروكسيما سنتوري والنجوم القريبة الأخرى". المرصد الجنوبي الأوروبي. 19 نوفمبر 2002. مؤرشف من الأصل في 3 يناير 2007. تم استرجاعه في 12 يناير 2007 .
  • كوكب بحجم نبتون يدور حول نجم مشترك يشير إلى المزيد من الكواكب
ابحث عن القزم الأحمر في ويكاموس، القاموس الحر.
يوجد في ويكيميديا ​​كومنز وسائط متعددة متعلقة بـ الأقزام الحمراء .
  • النجوم المتغيرة AAVSO
  • التوهجات النجمية منشورات عن التوهجات النجمية من قبل مجموعة النشاط النجمي (UCM)
  • الأقزام الحمراء Jumk.de
  • نجم أحمر صاعد: النجوم الصغيرة الباردة قد تكون نقاطاً ساخنة للحياة – مجلة ساينتفك أمريكان (نوفمبر 2005)
تم الاسترجاع من "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=قزم_أحمر&oldid=1246754654"
Original text
Rate this translation
Your feedback will be used to help improve Google Translate