赤色矮星
赤色矮星はしばしば閃光星であり、このような恒星は巨大なフレアを起こし数分のうちに明るさが倍増する。この変動性も、赤色矮星の近くでの生命の発達と存続を難しいものにしうる。赤色矮星に近い位置を公転する惑星は、恒星がフレアを起こしたとしてもその大気を維持することが可能であるかもしれない。また、強いフレアは大気に厚いオゾン層をもたらし、生命に対するフレアの影響を減少させるという考え方もある。しかしより最近の研究では、これらの恒星は恒常的な高エネルギーのフレアと非常に巨大な磁場の源であり、地球のような生命が存在する可能性が低いことが示唆されている。このような性質は調査された恒星に特有のものなのか、あるいは赤色矮星全体に共通する特徴なのかは分かっていない。
赤色矮星を回っている惑星で進化した植物は、フレアから身を護る機能を発達させるとともに、光を効率的に吸収するために地球の植物とは違う色合いになり、場合によっては黒く見えるだろうという研究が発表されている。
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。
ビッグバン理論によると、第一世代の恒星は水素とヘリウム、そして微量のリチウムのみからなり、したがって低金属量であると予想される。赤色矮星は極めて寿命が長いため、初代星 (種族IIIの恒星) として宇宙初期に誕生した赤色矮星は現在でも存在しているはずである。しかし、金属量が低い赤色矮星は希少である。現在受け入れられている宇宙の化学進化モデルでは、宇宙初期の金属が欠乏した環境では巨大な恒星のみが形成されると考えられているため、金属量が低い矮星は数が少なかったと予想されている。巨大な恒星が超新星爆発を起こしてその短い生涯を終えると、より小さい恒星を形成するために必要な重元素を周囲に放出する。このため、宇宙が年老いて金属が増加するにつれて、軽い恒星がより一般的な存在になっていく。このような理由で、宇宙初期に形成された年老いた低金属量の赤色矮星は基本的に数が少ない。同様のことはK型主系列星やG型主系列星でも知られている。
軽い赤色矮星と最も重い褐色矮星の境界となる質量は、金属量に強く依存する。太陽と同じ金属量の場合、境界は0.07太陽質量程度であるが、金属量がゼロの環境では0.09太陽質量程度となる。太陽金属量では最も軽い赤色矮星は理論的には 1700 K 程度の温度になるが、太陽の近傍にある赤色矮星の温度の測定からは、最も低温なものはおよそ 2075 K でスペクトル分類は L2 であることが示唆されている。理論的な予測では、金属量がゼロである最も低温な赤色矮星の温度はおよそ 3600 K となる。最も軽い赤色矮星の半径はおよそ0.09太陽半径だが、より重い赤色矮星とより軽い褐色矮星はどちらもそれより大きな半径を持つ。