القزم الأحمر

الموسوعة الحرة

القزم الأحمر هو أقل أنواع النجوم كتلةً وصغرًا وإضاءةً وبرودةً على التسلسل الرئيسي . تُعدّ الأقزام الحمراء أكثر أنواع النجوم اندماجًا شيوعًا في مجرة ​​درب التبانة ، على الأقل في جوار الشمس . مع ذلك، ونظرًا لانخفاض إضاءتها، يصعب رصد الأقزام الحمراء منفردةً. لا يوجد نجم واحد يُطابق التعريفات الدقيقة للقزم الأحمر مرئي بالعين المجردة. [ 1 ] بروكسيما سنتوري ، أقرب نجم إلى الشمس، هو قزم أحمر، وكذلك خمسون من أقرب ستين نجمًا . وفقًا لبعض التقديرات، تُشكّل الأقزام الحمراء ثلاثة أرباع النجوم المندمجة في مجرة ​​درب التبانة. [ 2 ]

تبلغ درجة حرارة سطح أبرد الأقزام الحمراء القريبة من الشمس حوالي تصل درجة حرارة الأقزام الحمراء إلى 2000 كلفن ، ويبلغ نصف قطر أصغرها حوالي 9% من نصف قطر الشمس ، بينما تبلغ كتلتها حوالي 7.5% من كتلة الشمس . وتتراوح أنواعها الطيفية بين L0 وL2. وهناك بعض التداخل في خصائصها مع الأقزام البنية ، حيث يمكن أن تصل درجة حرارة الأقزام البنية الأكثر كتلة ذات المعدنية المنخفضة إلى درجة حرارة مماثلة.3600  كلفن ولها أنواع طيفية متأخرة من النوع M.

تختلف تعريفات واستخدامات مصطلح "القزم الأحمر" بحسب مدى شمولها للأجرام الأكثر سخونة وضخامة. أحد التعريفات يُرادف الأقزام الحمراء من النوع M، مما ينتج عنه درجة حرارة قصوى تبلغ3900  كلفن و 0.6 كتلة شمسية . وتشمل قاعدة أخرى جميع نجوم التسلسل الرئيسي من النوع M وجميع نجوم التسلسل الرئيسي من النوع K (الأقزام K)، مما ينتج عنه درجة حرارة قصوى تبلغ 5200  كلفن و 0.8 كتلة شمسية . تشمل بعض التعريفات أي قزم أحمر نجمي وجزءًا من تصنيف الأقزام الحمراء. وهناك تعريفات أخرى مستخدمة أيضًا. من المتوقع أن تكون العديد من أبرد الأقزام الحمراء ذات الكتلة الأقل أقزامًا بنية، وليست نجومًا حقيقية، وبالتالي تُستبعد من أي تعريف للقزم الأحمر. 

تشير النماذج النجمية إلى أن الأقزام الحمراء التي تقل كتلتها عن 0.35 كتلة شمسية هي أقزام حملية بالكامل . [ 3 ] ولذلك، يُعاد خلط الهيليوم الناتج عن الاندماج النووي الحراري للهيدروجين باستمرار في جميع أنحاء النجم، مما يمنع تراكمه في النواة، وبالتالي يُطيل فترة الاندماج. ونتيجة لذلك، يتطور القزم الأحمر منخفض الكتلة ببطء شديد، محافظًا على لمعان ونوع طيفي ثابتين لتريليونات السنين، حتى ينفد وقوده ويتحول إلى قزم أزرق . ونظرًا لقصر عمر الكون نسبيًا ، لا توجد حتى الآن أقزام حمراء في مراحل متقدمة من التطور. 

تعريف

لا يوجد تعريف دقيق لمصطلح "القزم الأحمر" عند استخدامه للإشارة إلى نجم. كان أحد أقدم استخدامات هذا المصطلح عام 1915، حيث استُخدم ببساطة للتمييز بين النجوم القزمة "الحمراء" والنجوم القزمة "الزرقاء" الأكثر سخونة. [ 4 ] أصبح هذا الاستخدام شائعًا، على الرغم من أن التعريف ظل غامضًا. [ 5 ] وفيما يتعلق بالأنواع الطيفية التي تُصنّف كأقزام حمراء، فقد اختار باحثون مختلفون حدودًا مختلفة، على سبيل المثال K8–M5 [ 6 ] أو "أحدث من K5". [ 7 ] كما استُخدم مصطلح "نجم قزم من النوع M " ، ويُختصر إلى dM، ولكنه كان يشمل أحيانًا نجومًا من النوع الطيفي K. [ 8 ]

في الاستخدام الحديث، لا يزال تعريف القزم الأحمر متفاوتًا. فعند تحديده بدقة، يشمل عادةً نجوم الفئة K المتأخرة ونجوم الفئة M المبكرة إلى المتوسطة، [ 9 ] ولكن في كثير من الحالات يقتصر على نجوم الفئة M. [ 10 ] [ 11 ] وفي بعض الحالات تُدرج جميع نجوم الفئة K ضمن تعريف الأقزام الحمراء، [ 12 ] وأحيانًا حتى النجوم الأقدم. [ 13 ]

تُصنّف أحدث الدراسات أبرد نجوم التسلسل الرئيسي الحقيقية ضمن النوعين الطيفيين L2 أو L3. في الوقت نفسه، تُصنّف العديد من الأجرام الأبرد من M6 أو M7 تقريبًا ضمن فئة الأقزام البنية، وهي أجرام غير كافية الكتلة للحفاظ على اندماج الهيدروجين-1 . [ 14 ] يُؤدي هذا إلى تداخل كبير في الأنواع الطيفية للأقزام الحمراء والبنية. وقد يصعب تصنيف الأجرام في هذا النطاق الطيفي.

الوصف والخصائص

الأقزام الحمراء نجوم ذات كتلة منخفضة للغاية . [ 15 ] ونتيجة لذلك، تتميز بضغوط منخفضة نسبيًا، ومعدل اندماج نووي منخفض، وبالتالي درجة حرارة منخفضة. الطاقة المتولدة هي نتاج الاندماج النووي للهيدروجين إلى هيليوم عبر سلسلة بروتون-بروتون (PP) . لذا، تُصدر هذه النجوم ضوءًا قليلًا نسبيًا، يصل أحيانًا إلى 1/10000 من ضوء الشمس، على الرغم من أن هذا لا يزال يعني إنتاج طاقة في حدود10 × 10²² واط  (10 تريليون جيجاواط أو 10¹⁰ ZW ). حتى أكبر الأقزام الحمراء (مثل HD 179930 و HIP 12961 و Lacaille 8760 ) لا تتجاوز إضاءتها 10% من إضاءة الشمس . [ 16 ] عمومًا، تنقل الأقزام الحمراء التي تقل كتلتها عن 0.35 كتلة شمسية الطاقة من مركزها إلى سطحها عن طريق الحمل الحراري . يحدث الحمل الحراري بسبب عتامة باطنها، الذي يتميز بكثافة عالية مقارنة بدرجة حرارته. ونتيجة لذلك، يقل انتقال الطاقة بالإشعاع ، ويصبح الحمل الحراري هو الشكل الرئيسي لانتقال الطاقة إلى سطح النجم. أما الأقزام الحمراء التي تزيد كتلتها عن هذه الكتلة، فلها منطقة حول مركزها لا يحدث فيها الحمل الحراري. [ 17 ] 

تم رسم العمر المتوقع لنجم قزم أحمر في التسلسل الرئيسي مقابل كتلته بالنسبة للشمس. [ 18 ]

نظرًا لأن الأقزام الحمراء منخفضة الكتلة تعتمد كليًا على الحمل الحراري، فإن الهيليوم لا يتراكم في نواتها، وبالمقارنة مع النجوم الأكبر حجمًا كالشمس، فإنها تستطيع حرق نسبة أكبر من الهيدروجين قبل مغادرة التسلسل الرئيسي . ونتيجة لذلك، يُقدّر عمر الأقزام الحمراء بأنه أطول بكثير من عمر الكون الحالي، ولم تتح الفرصة للنجوم التي تقل كتلتها عن 0.8 كتلة شمسية لمغادرة التسلسل الرئيسي. كلما انخفضت كتلة القزم الأحمر، زاد عمره. يُعتقد أن أعمار هذه النجوم تتجاوز العمر المتوقع للشمس، والذي يبلغ 10 مليارات سنة، بمقدار القوة الثالثة أو الرابعة لنسبة كتلة الشمس إلى كتلتها؛ وبالتالي، قد يستمر قزم أحمر كتلته 0.1 كتلة شمسية في الاحتراق لمدة 10 تريليونات سنة. [ 15 ] [ 19 ] ومع استهلاك نسبة الهيدروجين في القزم الأحمر، ينخفض ​​معدل الاندماج النووي وتبدأ النواة بالانكماش. تتحول طاقة الجاذبية المنبعثة نتيجة لهذا التقلص في الحجم إلى حرارة، والتي تنتقل عبر النجم عن طريق الحمل الحراري. [ 20 ]  

خصائص النجوم النموذجية من النوع M في التسلسل الرئيسي [ 21 ] [ 22 ] [ 23 ]
النوع الطيفي [ 24 ]الكتلة ( M☉ )​نصف القطر ( R ☉ )اللمعان ( L ☉ )درجة الحرارة الفعالة (كلفن)مؤشر اللون (ب - ف)
M0V0.590.5880.06938501.42
إم 1 في0.510.5010.04636601.49
M2V0.450.4460.02935601.51
M3V0.360.3610.01634301.53
M4V0.240.2747.2 × 10 −332101.65
M5V0.1550.1963.0 × 10 −330601.83
M6V0.1050.1371.0 × 10 −328102.01
M7V0.0900.1206.5 × 10 −426802.12
M8V0.0860.1145.1 × 10 −425702.15
M9V0.0790.1023.0 × 10 −423802.17

وفقًا لمحاكاة الحاسوب، فإن الحد الأدنى للكتلة التي يجب أن يمتلكها القزم الأحمر ليتطور في النهاية إلى عملاق أحمر هو 0.25 كتلة شمسية ؛ أما الأجسام الأقل كتلة، فمع تقدمها في العمر، ستزيد من درجات حرارة سطحها ولمعانها، لتصبح أقزامًا زرقاء ثم أقزامًا بيضاء في النهاية . [ 18 ] 

كلما قلت كتلة النجم، طالت هذه العملية التطورية. سيبقى قزم أحمر بكتلة 0.16 كتلة شمسية (تقريبًا كتلة نجم برنارد القريب) على التسلسل الرئيسي لمدة 2.5 تريليون سنة، تليها خمسة مليارات سنة كقزم أزرق، وخلال هذه الفترة سيبلغ لمعان النجم ثلث لمعان الشمس ( L☉ ) ودرجة حرارة سطحه 6500-8500 كلفن . [ 18 ] 

إن بقاء الأقزام الحمراء وغيرها من النجوم منخفضة الكتلة على التسلسل الرئيسي بينما تتحرك النجوم الأكبر كتلةً خارجه، يسمح بتقدير عمر التجمعات النجمية من خلال تحديد الكتلة التي عندها تتحرك النجوم خارج التسلسل الرئيسي. وهذا يوفر حدًا أدنى لعمر الكون ، كما يسمح بتحديد أطر زمنية لتكوين البنى داخل مجرة ​​درب التبانة ، مثل هالة المجرة وقرصها .

تحتوي جميع الأقزام الحمراء المرصودة على "معادن" ، وهي عناصر أثقل من الهيدروجين والهيليوم، وفقًا لعلم الفلك. ويتوقع نموذج الانفجار العظيم أن الجيل الأول من النجوم كان يحتوي فقط على الهيدروجين والهيليوم وآثار ضئيلة من الليثيوم، وبالتالي كان يتميز بانخفاض نسبة المعادن فيه. ونظرًا لأعمارها المديدة، فمن المفترض أن أي أقزام حمراء كانت جزءًا من ذلك الجيل الأول ( نجوم الجيل الثالث ) لا تزال موجودة حتى اليوم. مع ذلك، تُعد الأقزام الحمراء منخفضة نسبة المعادن نادرة. ويتوقع النموذج المقبول للتطور الكيميائي للكون هذا النقص في النجوم القزمة الفقيرة بالمعادن، لأنه يُعتقد أن النجوم العملاقة فقط هي التي تشكلت في بيئة الكون المبكر الفقيرة بالمعادن. ومع انتهاء حياة النجوم العملاقة القصيرة بانفجارات المستعرات العظمى ، فإنها تقذف العناصر الأثقل اللازمة لتكوين نجوم أصغر. لذلك، أصبحت الأقزام أكثر شيوعًا مع تقدم عمر الكون وازدياد غناه بالمعادن. وبينما يُتوقع النقص الأساسي في الأقزام الحمراء القديمة الفقيرة بالمعادن، فقد رصدت عمليات الرصد عددًا أقل مما كان متوقعًا. كان يُعتقد أن الصعوبة البالغة في اكتشاف الأجسام الخافتة مثل الأقزام الحمراء هي السبب وراء هذا التباين، لكن طرق الكشف المحسنة لم تؤكد سوى هذا التباين. [ 25 ]

يعتمد الحد الفاصل بين الأقزام الحمراء الأقل كتلة والأقزام البنية الأكثر كتلة بشكل كبير على نسبة المعادن. عند نسبة معادن شمسية، يقع هذا الحد عند حوالي 0.07 كتلة شمسية ، بينما عند انعدام المعادن، يكون الحد الفاصل حوالي 0.09 كتلة شمسية . عند نسبة معادن شمسية، نظريًا، تتراوح درجات حرارة الأقزام الحمراء الأقل كتلة حول  1700 كلفن  ، بينما تشير قياسات الأقزام الحمراء في الجوار الشمسي إلى أن أبرد النجوم لها درجات حرارة تبلغ حوالي2075  كلفن وفئات طيفية تقارب L2. تتوقع النظرية أن أبرد الأقزام الحمراء ذات المعدنية الصفرية ستكون لها درجات حرارة تقارب3600  كلفن . يبلغ نصف قطر الأقزام الحمراء الأقل كتلة حوالي 0.09 من نصف قطر الشمس ، بينما تكون الأقزام الحمراء الأكثر كتلة والأقزام البنية الأقل كتلة أكبر حجماً. [ 14 ] [ 26 ] 

الأقزام الفرعية

تُصنّف بعض الأقزام من الفئة M كأقزام فرعية ، بدلاً من الأقزام الحمراء، نظرًا لانخفاض لمعانها (الفئة السادسة). تدمج هذه الأقزام الهيدروجين في نواتها مثل نجوم التسلسل الرئيسي العادية، ولكن نظرًا لانخفاض نسبة المعادن فيها ، فهي أقل عتامة، مما يسمح بتسرب المزيد من الإشعاع، وخاصة الأشعة فوق البنفسجية. ولذلك، فهي أكثر سخونة ولكنها أقل سطوعًا، حيث يقل لمعانها بمقدار درجتين عن نجوم التسلسل الرئيسي. [ 27 ] وهي أقل شيوعًا بكثير من نجوم التسلسل الرئيسي العادية. [ 28 ] في المقابل، تُعد الأقزام الحمراء من نجوم التسلسل الرئيسي الشائعة.

النجوم القياسية الطيفية

Gliese 623 عبارة عن زوج من الأقزام الحمراء، مع GJ  623a على اليسار و GJ  623b الأكثر خفوتًا إلى يمين المركز.

شهدت المعايير الطيفية  للنجوم من النوع M تغيرات طفيفة على مر السنين، لكنها استقرت إلى حد ما منذ أوائل التسعينيات. ويعود جزء من ذلك إلى أن حتى أقرب الأقزام الحمراء خافتة نسبيًا، ولا تظهر ألوانها بوضوح على المستحلبات الفوتوغرافية المستخدمة في أوائل ومنتصف القرن العشرين. ولم تشهد دراسة الأقزام من النوع M في منتصف إلى أواخر القرن العشرين تقدمًا  ملحوظًا إلا في العقود القليلة الماضية، ويعود ذلك أساسًا إلى تطوير تقنيات فلكية وطيفية جديدة ، مما أدى إلى الاستغناء عن الألواح الفوتوغرافية والتحول إلى أجهزة اقتران الشحنات (CCDs) ومصفوفات حساسة للأشعة تحت الحمراء.

لم يُدرج نظام أطلس يركيس المُعدَّل (جونسون ومورغان، 1953) [ 29 ]  سوى نجمين قياسيين طيفيين من النوع M: HD 147379 (M0V) وHD  95735/ Lalande 21185 (M2V). وبينما  لم يُعتبر HD 147379 نجمًا قياسيًا من قِبل المُصنِّفين الخبراء في مُجمَّعات المعايير اللاحقة، لا يزال Lalande 21185 معيارًا أساسيًا لـ M2V. لم يُدرج روبرت غاريسون [ 30 ] أي معايير "أساسية" بين الأقزام الحمراء، لكن Lalande 21185 ظلَّ معيارًا لـ M2V في العديد من المُجمَّعات. [ 29 ] [ 31 ] [ 32 ] ولم تتضمن مُراجعة مورغان وكينان (1973) لتصنيف MK معايير الأقزام الحمراء.

في منتصف سبعينيات القرن العشرين، نُشرت معايير النجوم القزمة الحمراء من قِبل كينان وماكنيل (1976) [ 33 ] وبوشار (1976) [ 34 ] ، ولكن لم يكن هناك توافق يُذكر بين هذه المعايير. ومع اكتشاف نجوم أبرد لاحقًا خلال ثمانينيات القرن العشرين، بات من الواضح ضرورة مراجعة معايير النجوم القزمة الحمراء. وبالاستناد بشكل أساسي إلى معايير بوشار، قام فريق في مرصد ستيوارد (كيركباتريك، هنري، وماكارثي، 1991) [ 32 ] بتكملة التسلسل الطيفي من K5V إلى M9V. وهذه  النجوم القزمة من النوع M هي التي بقيت إلى حد كبير المعايير الرئيسية حتى يومنا هذا. ولم تشهد التسلسلات الطيفية للنجوم القزمة الحمراء تغييرات تُذكر منذ عام 1991. وقد قام هنري وآخرون بتجميع معايير إضافية للنجوم القزمة الحمراء. (2002)، [ 35 ] وقد استعرض د. كيركباتريك مؤخرًا تصنيف الأقزام الحمراء والنجوم القياسية في دراسة غراي وكوربالي لعام 2009. [ 36 ] المعايير الطيفية الأساسية للأقزام الحمراء من النوع M  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).

تكوين الكواكب

صورة للقرص المحيط بالنجم ذي الكتلة المنخفضة HH 30 من الجانب باستخدام تلسكوب جيمس ويب الفضائي .

تم رصد أقراص غنية بالغاز ( أقراص كوكبية أولية ) حول نجوم منخفضة الكتلة وأقزام بنية يصل عمرها إلى حوالي 45 مليون سنة. وهذا أمر غير معتاد، إذ لا تُظهر النجوم الأكثر ضخامة عادةً أقراصًا بدائية تتجاوز 10 ملايين سنة. وقد أُطلق على هذه الأقراص القديمة اسم أقراص بيتر بان ، ويُعدّ J0808 النموذج الأولي لها. [ 37 ] قد يُتيح وجود الغاز لفترة طويلة في القرص تكوين سلاسل رنانة ، كما هو الحال في نظام TRAPPIST-1 . [ 38 ] يُعتقد أن بعضها فقط سيصل إلى هذا العمر الطويل، وأن معظمها سيتلاشى بعد 5 ملايين سنة. يمكن أن يلعب المحيط دورًا في عمر القرص، مثل التحليق النجمي والتبخر الضوئي الخارجي ، مما قد يؤدي إلى تأين الأقراص الكوكبية الأولية . [ 39 ] تم رصد بعض الأقراص الكوكبية الأولية التي تظهر من جانبها حول نجوم M المبكرة، مثل Tau 042021 و HH 30 . تُظهر هذه الصور نفاثات ، ومؤخرًا رياحًا قرصية في رصدات NIRCam و NIRSpec . تُعدّ الرياح القرصية عنصرًا هامًا في إزالة الكتلة من القرص وتراكم المادة على سطح النجوم. [ 40 ] [ 41 ]

ساهمت عمليات الرصد باستخدام جهاز الأشعة تحت الحمراء المتوسطة في تطوير دراسة تركيب الجزء الداخلي من الأقراص البدائية المحيطة بالأقزام الحمراء المتأخرة. وقد كشفت الدراسات عن تركيب غني بالهيدروكربونات (مثل 2MASS J1605–1933 ، [ 42 ] ISO-ChaI 147 ، [ 43 ] J0446B [ 44 ] ) أو تركيب غني بالماء (مثل Sz 114 [ 45 ] ). وتُظهر الأقراص اتجاهًا من غنى الأكسجين في الأقراص الأصغر سنًا إلى غنى الكربون في الأقراص الأقدم. كما تم رصد السيليكات في بعض الأقراص. [ 46 ] ويُفسر ذلك بنموذج انجراف المواد نحو الداخل. ففي البداية، تنجرف حصى غنية بجليد الماء نحو الداخل، مما يزيد من كمية الأكسجين في القرص الداخلي. ثم ينجرف بخار غني بالكربون نحو الداخل، مما يزيد من كمية الكربون في القرص الداخلي. وتكون هذه العملية أكثر فعالية في النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا لأن الجزء الخارجي الجليدي يكون أقرب إلى القرص الداخلي. [ 47 ] يُلاحظ هذا النمط من الأقراص الغنية بالكربون أيضًا في الأقزام البنية والأجرام ذات الكتلة الكوكبية . فالقزم البني 2M1207 يمتلك قرصًا غنيًا بالهيدروكربونات، [ 46 ] كما يُظهر الجرم ذو الكتلة الكوكبية Cha 1107−7626 وجود هيدروكربونات في قرصه. [ 48 ] قد يؤثر هذا التركيب على تركيب الكواكب المتكونة داخل هذه الأقراص، وخاصة أغلفةها الجوية . فإذا تراكمت الأغلفة الجوية للكواكب القريبة مبكرًا، فقد يكون لديها نسبة منخفضة من الكربون إلى الأكسجين (كميات قليلة من الكربون، وكميات كبيرة من الأكسجين). أما إذا تراكمت أغلفةها الجوية متأخرًا، فقد يكون لديها نسبة عالية من الكربون إلى الأكسجين (مشابهة لتيتان ). [ 47 ] كما أن إزالة الكربون من المواد الصلبة قد تؤدي إلى تركيب فقير بالكربون للمواد الصلبة (اللب/الوشاح/القشرة) في الكواكب الصخرية . [ 43 ] [ 44 ]

بعد إزالة الغاز البدائي، يتبقى في النظام قرص من الحطام . ومن أمثلة أقراص الحطام حول الأقزام الحمراء: AU Microscopii و CE Antliae و Fomalhaut C.

الكواكب

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

تدور العديد من الأقزام الحمراء حول كواكب خارجية ، لكن الكواكب الكبيرة بحجم كوكب المشتري نادرة نسبيًا. تشير مسوحات دوبلر لمجموعة واسعة من النجوم إلى أن حوالي نجم واحد من كل ستة  نجوم، كتلته ضعف كتلة الشمس، يدور حوله كوكب واحد أو أكثر بحجم كوكب المشتري، مقابل نجم واحد من كل ستة عشر نجمًا شبيهًا بالشمس، كما أن نسبة الكواكب العملاقة القريبة (بحجم كوكب المشتري أو أكبر) التي تدور حول الأقزام الحمراء هي نجم واحد من كل أربعين نجمًا فقط. [ 49 ] من ناحية أخرى، تشير مسوحات العدسات الجاذبية الدقيقة إلى وجود كواكب بكتلة نبتون ذات فترات مدارية طويلة حول حوالي ثلث الأقزام الحمراء. [ 50 ] وتشير الملاحظات باستخدام جهاز HARPS أيضًا إلى أن 40% من الأقزام الحمراء لديها كوكب من فئة " الأرض العملاقة " يدور في المنطقة الصالحة للسكن حيث يمكن أن يوجد الماء السائل على سطحه. [ 51 ] تتنبأ المحاكاة الحاسوبية لتكوين الكواكب حول النجوم منخفضة الكتلة بأن الكواكب بحجم الأرض هي الأكثر وفرة، ولكن أكثر من 90% من الكواكب المحاكاة تحتوي على ما لا يقل عن 10% من الماء من حيث الكتلة، مما يشير إلى أن العديد من الكواكب بحجم الأرض التي تدور حول النجوم القزمة الحمراء مغطاة بمحيطات عميقة. [ 52 ]

تم اكتشاف ما لا يقل عن أربعة كواكب خارجية، وربما يصل عددها إلى ستة، تدور ضمن النظام الكوكبي غليس  581 بين عامي 2005 و2010. يبلغ حجم أحد هذه الكواكب كتلة نبتون تقريبًا ، أي ما يعادل 16 ضعف كتلة الأرض ( M 🜨 ). يدور هذا الكوكب على بُعد 6 ملايين كيلومتر فقط (0.040 وحدة فلكية ) من نجمه، ويُقدّر أن درجة حرارة سطحه تبلغ 150 درجة مئوية (423 كلفن ؛ 302 درجة فهرنهايت ) ، على الرغم من خفوت نجمه. في عام 2006، تم اكتشاف كوكب خارجي أصغر حجمًا ( 5.5 M 🜨 فقط ) يدور حول القزم الأحمر OGLE-2005-BLG-390L ؛ يقع على بُعد 390 مليون كيلومتر (2.6 وحدة فلكية) من النجم، وتبلغ درجة حرارة سطحه -220 درجة مئوية (53.1 كلفن؛ -364.0 درجة فهرنهايت) .            

في عام ٢٠٠٧، تم اكتشاف كوكب خارجي جديد، يُحتمل أن يكون صالحًا للسكن ، يُدعى غليس ٥٨١ سي ، يدور حول غليس ٥٨١. وقدّر مكتشفوه (فريق بقيادة ستيفان أودري ) الحد الأدنى لكتلته بـ ٥.٣٦ كتلة شمسية . كما قدّروا نصف قطره بـ ١.٥ ضعف نصف قطر الأرض . ومنذ ذلك الحين، تم اكتشاف غليس ٥٨١ دي ، وهو أيضًا يُحتمل أن يكون صالحًا للسكن.  

يقع الكوكبان Gliese  581c وd ضمن النطاق الصالح للسكن حول النجم المضيف، وهما من أكثر الكواكب الخارجية المكتشفة حتى الآن ترجيحًا للسكن. [ 53 ] أما الكوكب Gliese 581g ، الذي رُصد في سبتمبر 2010، [ 54 ] فيدور في مدار شبه دائري في منتصف النطاق الصالح للسكن حول النجم. ومع ذلك، لا يزال وجود هذا الكوكب محل جدل. [ 55 ]

في 23  فبراير 2017، أعلنت وكالة ناسا اكتشاف سبعة كواكب بحجم الأرض تدور حول النجم القزم الأحمر TRAPPIST-1، الذي يبعد حوالي 39  سنة ضوئية في كوكبة الدلو. تم اكتشاف الكواكب من خلال طريقة العبور، مما يعني أن لدينا معلومات عن كتلتها ونصف قطرها. يبدو أن الكواكب TRAPPIST-1e و f و g تقع ضمن المنطقة الصالحة للسكن، وقد تحتوي على ماء سائل على سطحها. [ 56 ]

قابلية السكن

تصور فني لكوكب له قمران خارجيان يدوران في المنطقة الصالحة للسكن حول قزم أحمر .

تشير الأدلة الحديثة إلى أن الكواكب في أنظمة الأقزام الحمراء من غير المرجح أن تكون صالحة للسكن. فعلى الرغم من أعدادها الهائلة وأعمارها الطويلة، إلا أن هناك عدة عوامل قد تجعل الحياة صعبة على الكواكب التي تدور حول قزم أحمر. أولًا، ستكون الكواكب في المنطقة الصالحة للسكن حول القزم الأحمر قريبة جدًا من نجمها الأم لدرجة أنها ستكون على الأرجح مقيدة مدّيًا . بالنسبة لمدار شبه دائري، سيعني هذا أن أحد جانبي الكوكب سيكون في ضوء نهار دائم والآخر في ظلام دامس. وهذا بدوره قد يُحدث تباينات هائلة في درجات الحرارة بين جانبي الكوكب. ويبدو أن هذه الظروف ستجعل من الصعب على أشكال الحياة المشابهة لتلك الموجودة على الأرض أن تتطور. ويبدو أن هناك مشكلة كبيرة في غلاف هذه الكواكب المقيدة مدّيًا: فالمنطقة المظلمة ستكون باردة بما يكفي لتجميد الغازات الرئيسية في غلافها الجوي، تاركةً المنطقة المضيئة جرداء وجافة. من ناحية أخرى، تقترح إحدى النظريات أن غلافًا جويًا كثيفًا أو محيطًا كوكبيًا قد يُساهم في تدوير الحرارة حول هذا الكوكب. [ 57 ] علاوة على ذلك، حتى لو جعلت خصائص القزم الأحمر معظم سطح كوكبه غير صالح للسكن، فهناك فرصة لوجود حياة حول منطقة محدودة، مثل خط الفصل بين الليل والنهار على الكوكب . [ 58 ]

قد يكون لتقلبات الطاقة النجمية آثار سلبية على نشأة الحياة. فالأقزام الحمراء غالبًا ما تكون نجومًا متوهجة ، قادرة على إطلاق توهجات هائلة، مما يضاعف سطوعها في دقائق. هذا التقلب يجعل من الصعب على الحياة أن تنشأ وتستمر بالقرب من قزم أحمر. [ 59 ] في حين أنه قد يكون من الممكن لكوكب يدور بالقرب من قزم أحمر أن يحتفظ بغلافه الجوي حتى في حال توهج النجم، تشير أبحاث حديثة إلى أن هذه النجوم قد تكون مصدرًا لتوهجات عالية الطاقة مستمرة ومجالات مغناطيسية ضخمة جدًا، مما يقلل من احتمالية وجود الحياة كما نعرفها. [ 60 ] [ 61 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ كروسويل، كين. "ألمع قزم أحمر" . تم الاسترجاع في 10 يوليو 2019 .
  2. ↑ بالمر، جيسون (6 فبراير 2013). "الكواكب الخارجية القريبة من الأقزام الحمراء تشير إلى وجود كوكب أرض آخر أقرب" . بي بي سي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 10 يوليو 2019 .
  3. ↑ راينرز، أنسغار؛ باسري، جيبور (مارس 2009). "حول الطوبولوجيا المغناطيسية للنجوم الحملية جزئيًا وكليًا". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 496 (3): 787-790 . arXiv : 0901.1659 . Bibcode : 2009A & A...496..787R . doi : 10.1051/0004-6361:200811450 . S2CID 15159121 . 
  4. ↑ ليندمان، ف. أ. (1915). "عمر الأرض". المرصد . 38 : 299. رمز Bibcode : 1915Obs....38..299L .
  5. ↑ إيدجوورث، ك. إي. (1946). "النجوم القزمة الحمراء" . مجلة نيتشر . 157 (3989): 481. رمز Bibcode : 1946Natur.157..481E . doi : 10.1038/157481d0 . S2CID 4106298 . 
  6. ↑ داير، إدوارد ر. (1956). "تحليل الحركات الفضائية للنجوم القزمة الحمراء". المجلة الفلكية . 61 : 228. Bibcode : 1956AJ.....61..228D . doi : 10.1086/107332 .
  7. ↑ مامفورد، جورج س. (1956). "حركات وتوزيع النجوم القزمة من النوع M" . المجلة الفلكية . 61 : 224. Bibcode : 1956AJ.....61..224M . doi : 10.1086/107331 .
  8. ↑ فيسوتسكي، أ.ن. (1956). "النجوم القزمة من النوع M التي تم اكتشافها باستخدام قياس الطيف الضوئي". المجلة الفلكية . 61 : 201. Bibcode : 1956AJ.....61..201V . doi : 10.1086/107328 .
  9. ↑ إنجل، إس جي؛ غينان، إي إف (2011). "النجوم القزمة الحمراء: أعمارها، دورانها، نشاطها المغناطيسي، وقابلية الكواكب المضيفة للحياة". المؤتمر التاسع لمنطقة المحيط الهادئ حول الفيزياء الفلكية النجمية. وقائع مؤتمر عُقد في ليجيانغ . 451 : 285. arXiv : 1111.2872 . Bibcode : 2011ASPC..451..285E .
  10. ↑ هيث، مارتن جيه؛ دويل، لورانس آر؛ جوشي، مانوج إم؛ هابرلي، روبرت إم (1999). " قابلية الكواكب حول النجوم القزمة الحمراء للحياة" . أصول الحياة وتطور المحيط الحيوي . 29 (4): 405-424 . Bibcode : 1999OLEB...29..405H . doi : 10.1023/A:1006596718708 . PMID 10472629. S2CID 12329736 .  
  11. ↑ فاريحي، ج.؛ هوارد، د. و.؛ واشتر، س. (2006). "أنظمة الأقزام البيضاء والأقزام الحمراء التي تم رصدها بواسطة تلسكوب هابل الفضائي. الجزء الأول: النتائج الأولية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 646 (1): 480-492 . arXiv : astro-ph/0603747 . Bibcode : 2006ApJ...646..480F . doi : 10.1086/504683 . S2CID 16750158 . 
  12. ↑ بيترسن، بي آر؛ هاولي، إس إل (1989). "مسح طيفي للنجوم القزمة الحمراء المتوهجة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 217 : 187. رمز Bibcode : 1989A & A...217..187P .
  13. ↑ أليكسييف، إ. يو.؛ كوزلوفا، أو. في. (2002). "البقع النجمية والمناطق النشطة على النجم القزم الأحمر الانبعاثي LQ Hydrae" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 396 : 203-211 . Bibcode : 2002A & A...396..203A . doi : 10.1051/0004-6361:20021424 .
  14. 1 2 ديتريش، سيرجيو ب.؛ هنري، تود J .؛ جاو، وي تشون؛ وينترز، جينيفر ج؛ هوسي، ألتونيو د.؛ ريدل، أدريك ر. سوباسافاج، جون ب. (2014). “الجوار الشمسي. الثاني والثلاثون. حد حرق الهيدروجين “. المجلة الفلكية . 147 (5): 94. أرخايف : 1312.1736 . بيب كود : 2014AJ....147...94D . دوى : 10.1088/0004-6256/147/5/94 . S2CID 21036959 . 
  15. 1 2 ريتشموند، مايكل (10 نوفمبر 2004). "المراحل المتأخرة من تطور النجوم منخفضة الكتلة" . معهد روتشستر للتكنولوجيا . تم الاسترجاع في 10 يوليو 2019 .
  16. ↑ شابرييه، جيل؛ باراف، إيزابيل؛ بليز، برتراند (1996). "علاقة الكتلة باللمعان واستنزاف الليثيوم للنجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 459 (2): L91– L94. Bibcode : 1996ApJ...459L..91C . doi : 10.1086/309951 .
  17. ↑ بادمانابهان، ثانو (2001). الفيزياء الفلكية النظرية . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 96-99 . ISBN  0-521-56241-4.
  18. 1 2 3 آدامز، فريد سي؛ لافلين، غريغوري؛ غريفز، جينيفيف جيه إم (2004). "الأقزام الحمراء ونهاية التسلسل الرئيسي" (ملف PDF) . الانهيار الجذبي: من النجوم الضخمة إلى الكواكب . المجلة المكسيكية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية. الصفحات 46-49 . رمز Bibcode : 2004RMxAC..22...46A . 
  19. ↑ آدامز، فريد سي. ولافلين، غريغوري (1997). "كون يحتضر: المصير طويل الأمد وتطور الأجرام 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 رحلة البحث عن الكون . دار نشر جونز وبارتليت. رقم ISBN 978-0-7637-4387-1.
  21. ↑ بيكو، مارك جيه؛ ماماجيك، إريك إي. (1 سبتمبر 2013). "الألوان الذاتية، ودرجات الحرارة، والتصحيحات البولومترية لنجوم ما قبل التسلسل الرئيسي". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية 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، إريك (2 مارس 2021). "تسلسل حديث للون ودرجة الحرارة الفعالة لنجم قزم متوسط" . جامعة روتشستر، قسم الفيزياء وعلم الفلك . تم الاطلاع عليه في 5 يوليو 2021 .
  23. ^ سيفوينتس، سي. كاباليرو، جا؛ كورتيس كونتريراس، م.؛ مونتيس، د.؛ أبيلان، FJ؛ دوردا، ر. هولجادو، ج. (2020). “كتالوج إدخال CARMENES للأقزام M. V. اللمعان والألوان وتوزيعات الطاقة الطيفية”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 642 (أكتوبر 2020): 32. أرخايف : 2007.15077 . بيب كود : 2020A & A...642A.115C . دوى : 10.1051/0004-6361/202038295 .
  24. ↑ قد تُظهر الأقزام البنية الأصغر سناً أطيافاً مشابهة للنجوم المتأخرة من النوع M.
  25. ↑ نيوتن، إليزابيث (15 فبراير 2012). "والآن توجد مشكلة مع الأقزام الحمراء أيضًا" . أستروبايتس . تم الاسترجاع في 10 يوليو 2019 .
  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. ↑ كالر، جيمس ب. (27 مارس 1997). النجوم وأطيافها: مقدمة في التسلسل الطيفي . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-58570-5تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 ديسمبر 2025 .
  28. ↑ مارشال، جيه إل (2007). "رسم خريطة هالة المجرة المحلية. الجزء الأول: القياس الضوئي البصري للمرشحين من الأقزام الفرعية الباردة". المجلة الفلكية . 134 (2): 778. Bibcode : 2007AJ....134..778M . doi : 10.1086/519491 .
  29. 1 2 جونسون، إتش إل؛ مورغان، دبليو دبليو (1953). "القياس الضوئي النجمي الأساسي لمعايير النوع الطيفي على النظام المنقح لأطلس يركيس الطيفي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 117 : 313. Bibcode : 1953ApJ...117..313J . doi : 10.1086/145697 .
  30. ↑ غاريسون، روبرت ف. "جدول معايير نقاط التثبيت MK" . قسم علم الفلك والفيزياء الفلكية. astro.utoronto.ca . جامعة تورنتو. مؤرشف من الأصل بتاريخ 25 يونيو 2019. تم الاطلاع عليه بتاريخ 18 ديسمبر 2011 .
  31. ↑ كينان، فيليب سي؛ ماكنيل، ريموند سي (1989). "كتالوج بيركنز لأنواع MK المنقحة للنجوم الأبرد". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 71 : 245. Bibcode : 1989ApJS...71..245K . doi : 10.1086/191373 . S2CID 123149047 . 
  32. 1 2 كيركباتريك، جيه دي؛ هنري، تود جيه؛ مكارثي، دونالد دبليو (1991). "تسلسل طيفي نجمي قياسي في نطاق الأحمر/الأشعة تحت الحمراء القريبة - الفئات من K5 إلى M9" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 77 : 417. Bibcode : 1991ApJS...77..417K . doi : 10.1086/191611 . 
  33. ↑ كينان، فيليب تشايلدز؛ ماكنيل، ريموند سي. (1976). أطلس أطياف النجوم الباردة: الأنواع G، K، M، S، وC. الجزء 1: مقدمة وجداول . كولومبوس، أوهايو: مطبعة جامعة ولاية أوهايو. Bibcode : 1976aasc.book.....K . 
  34. ↑ بوشار، بي سي (1976). التصنيف الطيفي للنجوم القزمة من النوع M (أطروحة دكتوراه). كولومبوس، أوهايو: جامعة ولاية أوهايو. رمز Bibcode : 1976PhDT........14B . 
  35. ↑ هنري، تود جيه.؛ والكوويتش، لوسيان إم .؛ بارتو، تود سي.؛ غوليموفسكي، ديفيد أ. (2002). "الجوار الشمسي. السادس. نجوم جنوبية قريبة جديدة تم تحديدها بواسطة التحليل الطيفي البصري". المجلة الفلكية . 123 (4): 2002. arXiv : astro-ph/0112496 . Bibcode : 2002AJ....123.2002H . doi : 10.1086/339315 . S2CID 17735847 .  
  36. ↑ غراي، ريتشارد أو.؛ ​​كوربالي، كريستوفر (2009). التصنيف الطيفي النجمي . مطبعة جامعة برينستون. رمز Bibcode : 2009ssc..book.....G .
  37. ↑ سيلفربيرغ، ستيفن م.؛ ويسنيوسكي، جون ب.؛ كوتشنر، مارك ج.؛ لوسون، كيلين د.؛ بانز، أليسا س.؛ ديبيس، جون هـ.؛ بيغز، جوزيف ر.؛ بوش، ميلتون ك.د.؛ دول، كاتارينا؛ لوكا، هوغو أ. دورانتيني؛ إيناتشيواي، ألكساندرو؛ هاميلتون، جوشوا؛ هولدن، جوناثان؛ هيوغو، ميتشيهارو؛ فريق متعاوني محققي الأقراص (14 يناير 2020). "أقراص بيتر بان: أقراص تراكم طويلة الأمد حول النجوم الشابة من النوع M" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 890 (2): 106. arXiv : 2001.05030 . Bibcode : 2020ApJ...890..106S . دوى : 10.3847/1538-4357/ab68e6 . S2CID 210718358 . 
  38. ↑ جايدوس، إريك؛ مان، أندرو دبليو؛ روخاس-أيالا، باربرا؛ فيدن، غريغوري أ؛ وود، ماكينا ل؛ نارايانان، سوتشيترا؛ أنسديل، ميغان؛ جاكوبس، توم؛ لاكورس، داريل (2022-07-01). "الكواكب الصغيرة حول النجوم باستخدام تلسكوب TESS (PAST) - الجزء الثاني: نجم قزم أحمر من نوع "المغرفة" ذو قرص طويل العمر في منطقة الرؤية المستمرة لتلسكوب TESS" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 514 (1): 1386-1402 . arXiv : 2204.14163 . Bibcode : 2022MNRAS.514.1386G . doi : 10.1093/mnras/stac1433 . ISSN 0035-8711 . 
  39. ↑ بفالزنر، سوزان؛ دينسر، فوركان (2024-03-01). "النجوم منخفضة الكتلة: توزيع أعمارها في القرص الكوكبي الأولي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 963 (2): 122. arXiv : 2401.03775 . Bibcode : 2024ApJ...963..122P . doi : 10.3847/1538-4357/ad1bef . ISSN 0004-637X . 
  40. ^ باسكوتشي، إلاريا. بيك، تريسي L.؛ كابريت، سيلفي. باجاج، نعمان س.؛ إدواردز، سوزان؛ لوفيت فابيان. ناجيتا، جوان ر. سكينر، بينيت ن. جورتي، أوما؛ سالك، كوليت؛ بريتن، شون د.؛ كريجت، سيباستيان؛ صفحة موزرول، جيمس؛ رود، ماكسيم. شوارتز ، كامبر (2024/10/01). “التشكل المتداخل للرياح القرصية من النجوم الشابة الذي كشفت عنه ملاحظات JWST/NIRSpec”. علم الفلك الطبيعة . 9 : 81 – 89. أرخايف : 2410.18033 . بيب كود : 2025NatAs...9...81P . دوى : 10.1038/s41550-024-02385-7 . ISSN 2397-3366 . 
  41. ↑ دوشين، غاسبار؛ مينارد، فرانسوا؛ ستابلفيلدت، كارل ر.؛ فيليناف، ماريون؛ وولف، شويلر ج.؛ بيرين، مارشال د.؛ بينت، كريستوف؛ تازاكي، ريو؛ بادجيت، ديبورا ل. (2024-02-01). "تصوير تلسكوب جيمس ويب الفضائي للأقراص الكوكبية الأولية من الحافة. ​​الجزء الأول: حبيبات مختلطة رأسيًا بالكامل بحجم 10 ميكرومتر في المناطق الخارجية لقرص قطره 1000 وحدة فلكية" . المجلة الفلكية . 167 (2): 77. arXiv : 2309.07040 . Bibcode : 2024AJ....167...77D . doi : 10.3847/1538-3881/acf9a7 . ISSN 0004-6256 . 
  42. ↑ تابوني، ب.؛ بيتوني، ج.؛ فان ديشويك، إي إف؛ أرابهافي، إيه إم؛ غرانت، إس.؛ غاسمان، د.؛ هينينغ، ث.؛ كامب، آي.؛ غوديل، إم.؛ لاغاج، بي أو.؛ ​​راي، تي.؛ فاندنبوش، ب.؛ أبرجيل، أ.؛ أبسيل، أو.؛ ​​أرغيريو، آي. (يوليو 2023). "تركيب كيميائي غني بالهيدروكربونات ونسبة عالية من الكربون إلى الأكسجين في القرص الداخلي حول نجم منخفض الكتلة للغاية". مجلة نيتشر لعلم الفلك . 7 (7): 805-814 . arXiv : 2304.05954 . Bibcode : 2023NatAs ...7..805T . doi : 10.1038/s41550-023-01965-3 . ISSN 2397-3366 . 
  43. 1 2 أرابهافي، أ.م.؛ كامب، إ.؛ هينينغ، ث.؛ فان ديشويك، إ.ف.؛ كريستيانز، ف.؛ غاسمان، د.؛ بيرين، أ.؛ غوديل، م.؛ تابوني، ب.؛ كانوار، ج.؛ ووترز، ل.ب.ف.م.؛ باسكوتشي، إ.؛ ساملاند، م.؛ بيروتي، ج.؛ بيتوني، ج. (2024-06-07). "وفرة الهيدروكربونات في القرص المحيط بنجم منخفض الكتلة للغاية". مجلة ساينس . 384 (6700): 1086-1090 . arXiv : 2406.14293 . Bibcode : 2024Sci...384.1086A . doi : 10.1126/science.adi8147 . PMID: 38843318 . 
  44. 1 2 لونغ 龙، فنغ 凤.; باسكوتشي، إيلاريا؛ هوج، أدريان. أندريا بانزاتي. بونتوبيدان، كلاوس م.؛ ناجيتا، جوان؛ كريجت، سيباستيان؛ شيه، تشنغيان. ويليامز، جو. هيركزيج 沈، جريجوري جيه 雷歌؛ أندروز، شون م. بيرجين، إدوين. بليك، جيفري أ. كولميناريس، ماريا خوسيه؛ هارسونو، دانيال. روميرو ميرزا، كارلوس إي؛ لي 李، ريكسين 日新؛ لو، شيشرون العاشر. بينيلا، باولا؛ ويلنر، ديفيد J.؛ فيوك، ميغيل. تشانغ، كه؛ وآخرون . (تعاون JDISCS) (2025). "أول صورة التقطها تلسكوب جيمس ويب الفضائي لقرص كوكبي أولي عمره 30 مليون سنة تكشف عن مرحلة متأخرة غنية بالكربون" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 978 (2): L30. arXiv : 2412.05535 . Bibcode : 2025ApJ...978L..30L . doi : 10.3847/2041-8213/ad99d2 . 
  45. ↑ شي، تشنغيان؛ باسكوتشي، إيلاريا؛ لونغ، فينغ؛ بونتوبيدان، كلاوس م.؛ بانزاتي، أندريا؛ كاليان، أنوشا؛ ساليك، كوليت؛ ليو، ياو؛ ناجيتا، جوان ر.؛ بينيلا، باولا؛ أرولانانثام، نيكول؛ هيرتزج، غريغوري ج.؛ كار، جون؛ بيرجين، إدوين أ.؛ باليرينغ، نيكولاس ب. (2023-12-01). "الكشف عن أقراص غنية بالماء حول نجوم M المتأخرة: استكشاف الحالة الاستثنائية لـ Sz 114" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 959 (2): L25. arXiv : 2310.13205 . Bibcode : 2023ApJ...959L..25X . doi : 10.3847/2041-8213/ad0ed9 . ISSN 2041-8205 . 
  46. 1 2 أرابهافي، أ.م.؛ كامب، إ.؛ هينينغ، ث.؛ فان ديشويك، إ.ف.؛ جانغ، هـ.؛ ووترز، ل.ب.ف.م.؛ كريستيانز، ف.؛ غاسمان، د.؛ باسكوتشي، إ.؛ بيروتي، ج.؛ غرانت، س.ل.؛ غوديل، م.؛ لاغاج، ب. -أ.؛ بارادو، د.؛ كاراتي أو غاراتي، أ.؛ لاهويس، ف.؛ كايوفر، ت.؛ كانوار، ج.؛ موراليس-كالديرون، م.؛ شوارتز، ك.؛ سيليك، أ.د.؛ تابوني، ب.؛ تيمينك، م.؛ فلاسبلوم، م.؛ باتابيس، ب. (2025). "MINDS: عينة النجوم والأقزام البنية ذات الكتلة المنخفضة جدًا. اكتشافات واتجاهات في غاز القرص الداخلي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 699 : A194. arXiv : 2506.02748 . Bibcode : 2025A & A...699A.194A . doi : 10.1051/0004-6361/202554109 .
  47. 1 2 ماه، جينغي؛ بيتش، بيرترام؛ باسكوتشي، إيلاريا؛ هينينغ، توماس (2023-09-01). "خطوط الجليد القريبة ونسبة الكربون إلى الأكسجين في الأقراص المحيطة بالنجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 677 : L7. arXiv : 2308.15128 . Bibcode : 2023A & A...677L...7M . doi : 10.1051/0004-6361/202347169 . ISSN 0004-6361 . 
  48. ^ فلاج ، لورا. شولتز، اليكس. المندروس أباد، ف؛ جاياواردهانا، راي؛ داميان، بليندا؛ موزيك، كورالجكا؛ ناتا، أنطونيلا؛ بينيلا، باولا؛ تيستي، ليوناردو (2025). "الكشف عن الهيدروكربونات في القرص حول جسم ذو كتلة كوكبية نشط" . مجلة الفيزياء الفلكية . 986 (2): 200. أرخايف : 2505.13714 . بيب كود : 2025ApJ...986..200F . دوى : 10.3847/1538-4357/add71d .
  49. ↑ ماويت، ديمتري؛ يوفانوفيتش، نيمانيا؛ ديلورم، جاك روبرت؛ وآخرون . (10 يوليو 2018). "جهاز تصوير وتوصيف الكواكب من كيك (KPIC): تحديث الحالة" (ملف PDF) . في: شميدت، ديرك؛ شرايبر، لورا؛ كلوز، ليرد م. (محررون). أنظمة البصريات التكيفية VI . SPIE. ص 6. doi : 10.1117/12.2314037 . ISBN   9781510619593. تم فحص المسافات القريبة (< 1 وحدة فلكية) على نطاق واسع من خلال مسوحات دوبلر والعبور مع النتائج التالية: تردد الكواكب العملاقة القريبة (1-10 كتلة المشتري ) هو 2.5 ± 0.9٪ فقط ، وهو ما يتوافق مع نماذج تراكم النواة بالإضافة إلى الهجرة. 
  50. ↑ جونسون، جيه إيه (أبريل 2011). "النجوم التي تستضيف الكواكب". سكاي آند تلسكوب . ص 22-27 . 
  51. ↑ "مليارات الكواكب الصخرية في المناطق الصالحة للسكن حول الأقزام الحمراء" . المرصد الأوروبي الجنوبي . 28 مارس 2012. تم الاطلاع عليه بتاريخ 10 يوليو 2019 .
  52. ↑ أليبير، يان (2017). "تكوين الكواكب وتركيبها 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 . 
  53. ↑ ثان، كير (24 أبريل 2007). "اكتشاف هام: كوكب جديد قد يحتوي على الماء والحياة" . SPACE.com . تم الاطلاع عليه بتاريخ 10 يوليو 2019 .
  54. ↑ "علماء يكتشفون كوكبًا يحتمل أن يكون صالحًا للسكن بالقرب من الأرض" . Physorg.com . تم الاطلاع عليه بتاريخ 26 مارس 2013 .
  55. ↑ تومي، م. (2011). "إعادة تحليل بايزي للسرعات الشعاعية لـ Gliese 581. أدلة تدعم وجود أربعة كواكب مصاحبة فقط". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 528 : L5. arXiv : 1102.3314 . Bibcode : 2011A & A...528L...5T . doi : 10.1051/0004-6361/201015995 . S2CID 11439465 .  
  56. ↑ "تلسكوب ناسا يكشف عن اكتشاف كوكب خارج المجموعة الشمسية يحطم الأرقام القياسية" . www.nasa.gov . 22 فبراير 2017.
  57. ↑ تشوي، تشارلز كيو. (9 فبراير 2015). "قد تبقى الكواكب التي تدور حول الأقزام الحمراء رطبة بما يكفي للحياة" . علم الأحياء الفلكي. مؤرشف من الأصل في 21 سبتمبر 2015. تم الاطلاع عليه في 15 يناير 2017 .
  58. ↑ ريموند، شون (20 فبراير 2015). "انسَ العوالم "الشبه أرضية"" . نوتيلوس . تم الاطلاع عليه بتاريخ 26 يناير 2025 .
  59. ^ فيدا، ك. كوفاري، Zs.؛ بال، أ.؛ أولاه، ك. كريسكوفيتش، L.؛ وآخرون . (2017). "التوهج 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 .  
  60. ↑ ألبرت، مارك (1 نوفمبر 2005). "صعود النجم الأحمر" . مجلة ساينتفك أمريكان .
  61. ↑ دفورسكي، جورج (19 نوفمبر 2015). "هذا النجم العاصف يعني أن الحياة الفضائية قد تكون أندر مما كنا نعتقد" . جيزمودو . تم الاسترجاع في 10 يوليو 2019 .

مصادر