# Nano gorri

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.

## Definizioa

Nano gorri hitzak, izar bat izendatzeko erabiltzen denean, ez du definizio zorrotzik. Terminoaren lehen erabileretako bat 1915ean izan zen, izar nano "gorriak" izar nano "urdin" beroagoekin kontrastatzeko soilik erabili zena. Erabilera ezarria bihurtu zen, definizioa lausoa izaten jarraitu zuen arren. Nano gorri bezala kalifikatzen diren espektro motei dagokienez, ikerlari ezberdinek muga ezberdinak aukeratu zituzten, adibidez K8-M5 edo "K5aren ondorengoa". M izar nano esamoldea ere erabili zen, dM laburtua, baina, batzuetan, k espektro motako izarrak ere hartzen zituen.
Gaur egungo erabileran, nano gorriaren definizioa oraindik aldatu egiten da. Esplizituki definitzen denean, K klaseko izar berantiarrak eta M klaseko izar goiztiar eta ertainak sartzen ditu, baina kasu askotan M klaseko izarretara mugatzen da. Kasu batzuetan nano gorri bezala K klaseko izar guztiak sartzen dira, eta, batzuetan, baita izar goiztiarrenak ere.
Ikerketa berrienek sekuentzia nagusiko izarrik hotzenak L2 edo L3 espektro motetan kokatzen dituzte. Aldi berean, M6 edo M7 baino objektu hotzago asko nano marroiak dira, hidrogeno-1 fusioa mantentzeko behar bezain masiboak ez direnak. Honen ondorioz, nano gorri eta marroien espektro motak nabarmen gainjartzen dira. Espektro maila horretan dauden objektuak sailkatzen zailak izan daitezke.

## Deskribapena eta ezaugarriak

Nano gorriak oso masa txikiko izarrak dira. Horregatik, presio erlatiboki baxuak dituzte, fusio-tasa baxua eta, beraz, tenperatura baxua. Sortutako energia hidrogenoaren fusio nuklearraren emaitza da helioan protoi-protoi katearen bidez (PP). Beraz, izar hauek, nahiko argi gutxi igortzen dute, batzuetan, Eguzkiaren $^1$⁄$_{10,000}$ baino ez, honek, 10$^{22}$ watt (10 bilioi gigawatt) inguruko potentzia bat suposatzen jarraituko lukeen arren. Nano gorri handienek ere (adibidez, HD 179930, HIP 12961 eta Lacaille 8760) Eguzkiaren argitasunaren %10 baino ez dute. Oro har, 0,35 M$_☉$ baino gutxiagoko nano gorriek konbekzio bidez garraiatzen dute energia nukleotik azalera. Konbekzioa barnealdearen opakotasunaren ondorioz gertatzen da, tenperaturarekin alderatuta dentsitate handia duena. Emaitza bezala, erradiazio bidezko energia transferentzia gutxitu egiten da, eta, honen ordez, konbekzioa da izarraren azalera energia garraiatzeko modu nagusia. Masa honen gainetik, nano gorri batek, bere nukleoaren inguruan, konbekziorik gertatzen ez den eskualde bat izango du.
Masa baxuko nano gorriak erabat konbektiboak direnez, helioa ez da nukleoan pilatzen, eta, izar handienekin alderatuta, Eguzkia kasu, euren hidrogenoaren proportzio handiagoa erre dezakete sekuentzia nagusia utzi aurretik. Ondorioz, nano gorriek unibertsoaren egungo adina baino askoz bizitza luzeagoa dute, eta 0,8 M$_☉$ baino gutxiagoko izarrek ez dute sekuentzia nagusia uzteko denborarik izan. Nano gorri baten masa zenbat eta txikiagoa izan, orduan eta bizitza erabilgarri handiagoa izango du. Uste denez, izar hauen bizitza gure eguzkiarentzat aurreikusitako 10.000 milioi urtetik gorakoa da eguzki masaren eta bere masen arteko erlazioaren hirugarren edo laugarren potentzian, honela, 0,1 M$_☉$ko nano gorri batek, 10 bilioi urtez sutan jarrai dezake. Nano gorri batean hidrogeno proportzioa kontsumitzen den heinean, fusio tasa jaitsi egiten da eta nukleoa uzkurtzen hasten da. Tamaina murrizketa honek askatutako grabitate energia bero bihurtzen da, izar osoak konbekzio bidez garraiatzen duena.
M nanoen ezaugarri tipikoak :
| Izar mota | Masa (M$_☉$) | Erradioa (R$_☉$) | Argitasuna (L$_☉$) | T$_{eff}$(K) |
| M0V | 60% | 62% | 7.2% | 3,800 |
| M1V | 49% | 49% | 3.5% | 3,600 |
| M2V | 44% | 44% | 2.3% | 3,400 |
| M3V | 36% | 39% | 1.5% | 3,250 |
| M4V | 20% | 26% | 0.55% | 3,100 |
| M5V | 14% | 20% | 0.22% | 2,800 |
| M6V | 10% | 15% | 0.09% | 2,600 |
| M7V | 9% | 12% | 0.05% | 2,500 |
| M8V | 8% | 11% | 0.03% | 2,400 |
| M9V | 7.5% | 8% | 0.015% | 2,300 |
Ordenagailu bidezko simulazioen arabera, nano gorri batek erraldoi gorri baterantz eboluzionatzen amaitzeko izan behar duen gutxieneko masa 0,25M$_☉$ da; hain masiboak ez diren objektuek, zahartu ahala, euren azaleko tenperatura eta argitasuna areagotuko lituzkete nano urdin bihurtuz eta, azkenik, nano zuri.
Zenbat eta masiboagoa izan izarra, orduan eta luzeagoa izango da eboluzio-prozesu hori. Kalkuluen arabera, 0,16 M$_☉$ko nano gorri bat (Barnarden izarraren masa, gutxi gora-behera) sekuentzia nagusian 2,5 bilioi urtez egongo litzateke, ondoren, bost mila milioi urte nano urdin bezala, denbora horretan izarrak Eguzkiaren argitasunaren herena eta 6.500-8.500 kelvineko azaleko tenperatura izango lukeelarik.
Nano gorriak eta masa baxuko beste izar batzuk sekuentzia nagusian jarraitzeak, izar masiboenak sekuentzia nagusitik irten direnean, izar kumuluen adina estimatzea ahalbidetzen du, izarrak sekuentzia nagusitik irteten diren masa aurkituz. Honek unibertsoaren adina baino beheragoko muga bat ematen du, eta formazio denbora eskalak Esne Bidearen barruko egituretan kokatzea ere ahalbidetzen du, halo galaktikoa eta disko galaktikoa kasu.
Behatutako nano gorri guztiek "metalak" dituzte, astronomian hidrogenoa eta helioa baino elementu astunagoak direnak. Big Bangaren ereduak, lehen izar belaunaldiak soilik hidrogenoa, helioa eta litio arrastoak izan beharko lituzkeela aurreikusten du, eta, beraz, metaltasun gutxikoa izango litzateke. Bere muturreko bizi-iraupenarekin, lehen belaunaldi horretako parte izan ziren nano gorriek (III. populazioko izarrak) gaur egun ere existitu beharko lukete. Hala ere, metaltasun baxuko nano gorriak arraroak dira. Unibertsoaren eboluzio kimikorako onartutako ereduak metalean pobreak diren izar nanoen eskasia hau aurreikusten du, izar erraldoiak soilik unibertso primitiboaren ingurune txiroan sortu zirela uste baita. Izar erraldoiek, euren bizitza laburra supernoba leherketekin amaitzen dutenean, izar txikiagoak eratzeko behar diren elementurik astunenak kanporatzen dituzte. Beraz, nanoak ohikoagoak bihurtu ziren unibertsoa zahartu eta metaletan aberastu ahala. Metaletan pobreak diren antzinako nano gorrien oinarrizko eskasia espero daitekeen arren, behaketek aurreikusitakoa baino gutxiago antzeman dute. Nano gorriak bezalako objektu ahulak detektatzeko zailtasunak desadostasun hau azaltzen zuela uste zen, baina detekzio metodoen hobekuntzak baieztatu besterik ez du egin.
Nano gorri ez hain masiboen eta nano marroi masiboenen arteko muga, neurri handi batean, metaltasunaren araberakoa da. Eguzki-metaltasunean, muga 0,07 M$_☉$ ingurukoa da, eta zero metaltasunean, berriz, 0,09 M$_☉$ ingurukoa. Eguzki metaltasunean, hain masiboak ez diren nano gorriek, teorikoki, 1.700 kelvineko tenperaturak dituzte, eguzki inguruko nano gorrien neurketek, izar hotzenek, 2.075 kelvineko tenperaturak eta L2 espektro klaseak dituztela iradokitzen duten bitartean. Teoriaren arabera, zero metaltasuna duten nano gorri hotzenek 3.600 kelvineko tenperatura izango lukete, hain masiboak ez diren nano gorriek 0,09 R$_☉$ inguruko erradioak dituzte, nano gorri masiboenak zein nano marroi ez hain masiboak handiagoak diren bitartean.

## Izar estandar espektralak

M motako izarrentzako estandar espektralak zertxobait aldatu dira urteetan zehar, baina apur bat egonkortu dira 1990eko hamarkadaren hasieratik. Hau, neurri batean, nano gorririk hurbilenak ere nahiko ahulak direlako eta euren koloreak ez direlako ondo erregistratzen XX. mendearen hasieran eta erdialdean erabilitako argazki emultsioetan. M nano ertain eta berantiarren azterketak soilik nabarmen egin du aurrera azken hamarkadetan, batez ere teknika astrografiko eta espektroskopiko berrien garapenagatik, argazki-plakak alde batera utziz eta karga akoplatzeko gailuetarantz (CCD) eta infragorrarekiko sentikorrak diren multzoetarantz aurrera eginez.
Yerkesen Atlasaren sistema berrikusiak (Johnson eta Morgan, 1953) m motako bi espektro izar estandar baino ez zituen: HD 147379 (M0V) eta HD 95735/Lalande 21185 (M2V). HD 147379 estandarren ondorengo laburpenetan sailkatu ziren adituek estandartzat hartu ez zuten bitartean, Lalande 21185 lehen mailako estandarra da M2Vrentzat. Robert Garrisonek ez du nano gorrien artean aingura estandarrik zerrendatzen, baina Lalande 21185 M2Vren estandar bezala biziraun du laburpen askoren bidez. Morgan & Keenanen MK sailkapenaren berrikuspenak (1973) ez zuen nano gorrien estandarrik. 1970eko hamarkadaren erdialdean, Keenan eta McNeilek (1976) eta Boeshaarrek (1976) izar estandar nano gorriak argitaratu zituzten, baina zoritxarrez, estandarren artean adostasun txikia egon zen. 1980ko hamarkadan izar hotzagoak identifikatu ziren heinean, argi geratu zen nano gorrien estandarrak berrikusi behar zirela. Boeshaarren estandarretan oinarrituta, Steward Behatokiko talde batek (Kirkpatrick, Henry eta McCarthy, 1991) K5V eta M9V arteko espektro sekuentzia osatu zuen. M motako izar estandar nano hauek dira gaur egun arte estandar nagusi bezala neurri handi batean biziraun dutenak. Nano gorrien espektro sekuentziaren aldaketak hutsalak izan dira 1991tik. Henry et al. (2002) nano gorrien estandar gehiago bildu zituzten, eta Kirkpatrickek berriki berrikusi du nano gorrien eta izar estandarren sailkapena 2009ko Gray & Corbally monografian. Hauek dira M nanetako lehen mailako estandar espektralak: 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).

## Planetak

Nano gorri asko exoplanetek orbitatzen dituzte, baina Jupiterren tamainako planeta handiak nahiko arraroak dira. Izar barietate handi baten Doppler azterketek, Eguzkia Jupiterren tamainako planeta batek edo gehiagok orbitatzen duten masa bikoitzarekin 6 izarretik 1 inguru, Eguzkiaren antzeko izarren kasuan 16tik 1ren aurrean, eta nano gorrien inguruan orbitatzen duten gertuko planeta erraldoien maiztasuna (Jupiterren tamainakoa edo handiagoak), 40tik 1ekoa baino ez dela adierazten dute. Bestalde, mikrolenteen azterketen arabera, hiru nano gorritik baten inguruan Neptunoren masa duten orbita aldi luzeko planetak daude. HARPSekin egindako behaketek, gainera, nano gorrien %40k "super-Lur" klaseko planeta bat dutela adierazten dute, gainazalean ur likidoa egon daitekeen toki bizigarrian orbitatzen. Masa txikiko izarren inguruan planetak sortzeko ordenagailu bidezko simulazioek Lurraren tamainako planetak ugarienak direla iragartzen dute, baina simulatutako planeten % 90ek baino gehiagok gutxienez % 10eko masa ura dute, izar nano gorrien inguruan orbitatzen duten Lurraren tamainako planeta asko ozeano sakonez estalita daudela iradokitzen duena.
2005 eta 2010 artean, gutxienez lau aurkitu ziren, eta, ziuraski, sei exoplaneta orbitatzen Gliese 581 planeta-sisteman. Planetetako batek, gutxi gora-behera, Neptunoren masa du, hau da, 16 Lur masa (M$_⊕$). Bere izarretik 6 milioi kilometrora soilik orbitatzen du, eta bere izarraren iluntasuna gorabehera, 150 °C-ko azaleko tenperatura duela uste da. 2006an, exoplaneta txikiago bat aurkitu zen (5,5 M$_⊕$ bakarrik) OGLE-2005-BLG-390L nano gorria orbitatzen; 390 milioi kilometrora dago (2,6 UA) eta bere azaleko tenperatura -220 ° C (53 K) da.
2007an, bizigarria izan zitekeen exoplaneta berri bat aurkitu zen, Gliese 581c, Gliese 581 inguruan orbitatzen duena. Bere aurkitzaileek estimatutako gutxieneko masa (Stephane Udryk zuzendutako talde bat) 5,36 M$_⊕$koa da. Aurkitzaileek, euren erradioa Lurrarena (R$_⊕$) baino 1,5 aldiz handiagoa dela uste dute. Ordutik, Gliese 581d aurkitu zen, hau ere, potentzialki bizigarria dena.
Gliese 581c eta d izar anfitrioiaren gune bizigarriaren barnean daude, eta orain arte aurkitutako exoplaneta guztien bizigarritasunerako aukera gehien duten hautagaietako bi dira. Gliese 581g, 2010eko irailean detektatua, ia orbita zirkularra du izarraren gune bizigarriaren erdian. Hala ere, planetaren existentzia eztabaidatua da.
2017ko otsailaren 23an, NASAk Lurraren tamainako zazpi planeta aurkitu zituela iragarri zuen, Acuario konstelazioan 39 argi-urteko distantziara dagoen TRAPPIST-1 izar nano gorriaren inguruan orbitatzen dutenak. Planetak, igarotze-metodoaren bidez aurkitu ziren, horien guztien masa eta erradioari buruzko informazioa dugula esan nahi duena. TRAPPIST-1e, f eta g eremu bizigarriaren barruan daudela dirudi, eta ur likidoa izan dezakete gainazalean.
Jarraian ikus daitekeen taulan exoplanetak aurkitu diren gure eguzki sistematik gertuko nano gorriak agertzen dira.
* Gliese 317 metaltasun oso baxuko izar azpinano bat izan liteke.

## Bizigarritasuna

Nano gorrien sistemen bizigarritasun planetarioa eztabaidagai da. Bere bizitza luzea eta ugaria den arren, planetetan nano gorri baten inguruko bizitza zaildu dezaketen zenbait faktore daude. Lehenik eta behin, nano gorri baten eremu bizigarrian dauden planetak, ama izarretik hain gertu egongo lirateke, ziuraski, mareek blokeatuko lituzketela. Horrek esan nahiko luke alde bat betiko argitan egongo litzatekeela eta bestea betiko gauean. Honek, planetaren alde batetik bestera tenperatura aldaketa izugarriak sor ditzake. Baldintza hauek, dirudienez, Lurraren antzeko bizimoduen eboluzioa zailtzen dute. Eta, dirudienez, arazo handi bat dago marea blokeatuta duten planeta horien atmosferarekin: betiko gau-eremua atmosferako gas nagusiak izozteko bezain hotza izango litzateke, eguneko argi-eremua biluzik eta lehor utziz. Beste alde batetik, oraintsuko teoriek, atmosfera lodi batek edo ozeano planetarioak, horrelako planeta baten inguruan beroa zirkularazi dezaketela proposatzen dute.
Izarretako energiaren ekoizpenaren aldakortasunak ere eragin kaltegarriak izan ditzake bizitzaren garapenean. Nano gorriak, sarri, distira handiko izarrak dira, sugar erraldoiak bota ditzaketenak, euren distira minututan bikoiztuz. Aldagarritasun honek nano gorri baten inguruko bizitzaren garapena eta iraupena ere zaildu dezake. Litekeena da nano gorri batetik gertu orbitatzen duen planeta batek bere atmosfera kontserbatzea, izarrak sugarrak igortzen baditu ere. Hala ere, ikerketa berriagoek izar hauek energia altuko etengabeko sugarren eta eremu magnetiko oso handien iturri izan daitezkeela iradokitzen dute, ezagutzen dugun bezala bizitzeko aukera gutxitzen duena. Azterturiko izarraren berezitasun bat edo mota guztiko ezaugarri bat den zehazteke dago.

## Nano gorrien adibideak

Jarraian ikus daitekeen taulan euren espektro motaren arabera sailkatutako nano gorri batzuen ezaugarri nagusiak agertzen dira.
| Izarra | Espektru mota | Masa (Eguzki$_{masa}$) | Erradioa (Eguzki$_{erradioa}$) | Argitasuna (Eguzki$_{argitasuna}$) | Distantzia (Argi-urteak) |
| Lalande 21185 | M2V | 0,46 | 0,393 | 0,025 | 8,31 |
| Ross 154 | M3.5Ve | 0,17 | 0,24 | 0,0038 | 9,69 |
| Barnarden izarra | M4Ve | 0,144 | 0,196 | 0,0035 | 5,98 |
| Proxima Centauri | M5.5Ve | 0,123 | 0,141 | 0,0017 | 4,24 |
| Wolf 359 | M6V | 0,09 | 0,16 | 0,00002 | 7,78 |
| LHS 292 | M6.5Ve | 0,08 | 0,11 | 0,00069 | 14,81 |
| LHS 2397a | M8Ve | 0,09 | 0,10 | 0,0000025 | 46,5 |

## Erreferentziak

* ↑ «The Brightest Red Dwarf by Ken Croswell» kencroswell.com (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) «Exoplanets near red dwarfs suggest another Earth nearer» BBC News 2013-02-06 (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Reiners, Ansgar; Basri, Gibor. (2009-03). «On the magnetic topology of partially and fully convective stars» Astronomy & Astrophysics 496 (3): 787–790. doi:10.1051/0004-6361:200811450. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Lindemann, F. A.. (1915-07). «The age of the Earth» The Observatory 38: 299–301. ISSN 0029-7704. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Edgeworth, K. E.. (1946-04). «Red Dwarf Stars» Nature 157 (3989): 481. doi:10.1038/157481d0. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Dyer, Edward R.. (1956-06). «An analysis of the space motions of red dwarf stars» The Astronomical Journal 61: 228. doi:10.1086/107332. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Mumford, George S.. (1956-06). «The motions and distribution of dwarf M stars» The Astronomical Journal 61: 224. doi:10.1086/107331. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Vyssotsky, A. N.. (1956). «Dwarf M stars found spectrophotometrically .» The Astronomical Journal 61: 201–213. doi:10.1086/107328. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Engle, Scott G.; Guinan, Edward F.. (2011-11-16). «Red Dwarf Stars: Ages, Rotation, Magnetic Dynamo Activity and the Habitability of Hosted Planets» arXiv:1111.2872 [astro-ph] (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Heath, Martin J.; Doyle, Laurance R.; Joshi, Manoj M.; Haberle, Robert M.. (1999-08). «Habitability of Planets Around Red Dwarf Stars» Origins of Life and Evolution of the Biosphere 29 (4): 405–424. doi:10.1023/A:1006596718708. ISSN 0169-6149. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Farihi, J.; Hoard, D. W.; Wachter, S.. (2006-07-20). «White Dwarf - Red Dwarf Systems Resolved with the Hubble Space Telescope: I. First Results» The Astrophysical Journal 646 (1): 480–492. doi:10.1086/504683. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Pettersen, B. R.; Hawley, S. L.. (1989-06). «A spectroscopic survey of red dwarf flare stars.» Astronomy and Astrophysics 217: 187–200. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Alekseev, I. Yu; Kozlova, O. V.. (2002-12). «Starspots and active regions on the emission red dwarf star LQ Hydrae» Astronomy and Astrophysics 396: 203–211. doi:10.1051/0004-6361:20021424. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* 1 2 Dieterich, Sergio B.; Henry, Todd J.; Jao, Wei-Chun; Winters, Jennifer G.; Hosey, Altonio D.; Riedel, Adric R.; Subasavage, John P.. (2014-03-24). «The Solar Neighborhood XXXII. The Hydrogen Burning Limit» The Astronomical Journal 147 (5): 94. doi:10.1088/0004-6256/147/5/94. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* 1 2 «Late stages of evolution for low-mass stars» spiff.rit.edu (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle; Plez, Bertrand. (1996-03). «Mass-Luminosity Relationship and Lithium Depletion for Very Low Mass Stars» The Astrophysical Journal 459: L91. doi:10.1086/309951. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Padmanabhan, T.. (2000-2002). Theoretical astrophysics. Cambridge University Press ISBN 0-521-56240-6. PMC 43552626. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* 1 2 3 (Ingelesez) Adams, F. C.; Graves, G. J. M.; Laughlin, G.. (2004-12). «Red Dwarfs and the End of the Main Sequence» Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series 22: 46–49. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory. (1997-04-01). «A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects» Reviews of Modern Physics 69 (2): 337–372. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. ISSN 0034-6861. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Koupelis, Theo. (2007). In quest of the universe. (5th ed. argitaraldia) Jones and Bartlett Publishers ISBN 0-7637-4387-9. PMC 70335230. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Kaltenegger, L.; Traub, W. A.. (2009-06-10). «Transits of Earth-Like Planets» The Astrophysical Journal 698 (1): 519–527. doi:10.1088/0004-637X/698/1/519. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Newton, Elisabeth. (2012-02-15). «And now there’s a problem with M dwarfs, too» astrobites (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Burrows, Adam; Hubbard, W. B.; Lunine, J. I.; Liebert, James. (2001-09-24). «The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets» Reviews of Modern Physics 73 (3): 719–765. doi:10.1103/RevModPhys.73.719. ISSN 0034-6861. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* 1 2 (Ingelesez) Johnson, H. L.; Morgan, W. W.. (1953-05). «Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the Revised System of the Yerkes Spectral Atlas.» The Astrophysical Journal 117: 313. doi:10.1086/145697. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ «MK Standards Table» www.astro.utoronto.ca (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C.. (1989-10). «The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars» The Astrophysical Journal Supplement Series 71: 245. doi:10.1086/191373. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* 1 2 (Ingelesez) Kirkpatrick, J. D.; Henry, Todd J.; McCarthy, Donald W.. (1991-11). «A Standard Stellar Spectral Sequence in the Red/Near-Infrared: Classes K5 to M9» The Astrophysical Journal Supplement Series 77: 417. doi:10.1086/191611. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Keenan, Philip Childs; McNeil, Raymond C.. (1976). An atlas of spectra of the cooler stars: Types G,K,M,S, and C. Part 1: Introduction and tables. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Boeshaar, P. C.. (1976). «The Spectral Classification of M-Dwarf Stars.» Ph.D. Thesis (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Henry, Todd J.; Walkowicz, Lucianne M.; Barto, Todd C.; Golimowski, David A.. (2002-04). «The Solar Neighborhood VI: New Southern Stars Identified by Optical Spectroscopy» The Astronomical Journal 123 (4): 2002–2009. doi:10.1086/339315. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) Gray, Richard O.; Corbally, Christopher. (2009). Stellar Spectral Classification. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ «Giant planets around M stars | Dimitri Mawet, Caltech/JPL | Dimitri Mawet» sites.astro.caltech.edu (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Johnson, J.A.. (April 2011). The stars that host planets. Sky & Telescope, 22–27 or..
* ↑ «Billions of Rocky Planets in Habitable Zones Around Red Dwarfs» www.spaceref.com (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Alibert, Yann; Benz, Willy. (2017-02). «Formation and composition of planets around very low mass stars» Astronomy & Astrophysics 598: L5. doi:10.1051/0004-6361/201629671. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) April 2007, Ker Than 24. «Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life» Space.com (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) «Scientists find potentially habitable planet near Earth» phys.org (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Tuomi, Mikko. (2011-04). «Bayesian re-analysis of the radial velocities of Gliese 581. Evidence in favour of only four planetary companions» Astronomy & Astrophysics 528: L5. doi:10.1051/0004-6361/201015995. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Northon, Karen. (2017-02-22). «NASA Telescope Reveals Record-Breaking Exoplanet Discovery» NASA (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ (Ingelesez) «Planets Orbiting Red Dwarfs May Stay Wet Enough for Life» Astrobiology Magazine 2015-02-09 (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Vida, Krisztián; Kővári, Zsolt; Pál, András; Oláh, Katalin; Kriskovics, Levente. (2017-06-02). «Frequent flaring in the TRAPPIST-1 system - unsuited for life?» The Astrophysical Journal 841 (2): 124. doi:10.3847/1538-4357/aa6f05. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
* ↑ Alpert, Mark. Red Star Rising. Scientific American.
* ↑ (Ingelesez) «This Stormy Star Means Alien Life May Be Rarer Than We Thought» Gizmodo (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).

## Ikus, gainera

* Izar sailkapen
* Nano laranja
* Izar azpinano
* Gertueneko izarren zerrenda
* Hertzsprung-Russell diagrama
* Nemesis hipotesia
* Erraldoi gorri

## Kanpo estekak

* Datuak: Q5893
* Multimedia: Red dwarfs / Q5893