V astronomii je červená hvězda hlavní sekvence , běžně nazývaná červený trpaslík , hvězda spektrálního typu M V (čti „M pět“), to znamená hvězda patřící do hlavní sekvence ( třída svítivosti V ) spektrální typ M (červená hvězda). Tzv. Pozdní K-hvězdy ( nejchladnější oranžoví trpaslíci ) jsou někdy zahrnuti mezi červené trpaslíky.
Tyto hvězdy nejsou příliš hmotné a mají nízkou teplotu. S hmotností mezi 0,075 a 0,4 sluneční hmotou (M ☉ ) a teplotou pod 4 000 K na povrchu jsou slabé hvězdy, největší z nich vyzařující kolem 10% slunečního jasu . Pod 0,08 M ☉ máme co do činění s hvězdným objektem , hnědým trpaslíkem nebo obří planetou s plynem . Hranice mezi červeným trpaslíkem a hnědým trpaslíkem hvězd spektrálního typu M je obecně na úrovni typu M 6,5 .
O červených trpaslících se říká, že jsou zdaleka nejpočetnějšími hvězdami ve vesmíru . Současné hvězdné modely je popisují jako plně konvektivní , to znamená, že vodík je neustále míchán konvekcí v celé hvězdě, takže se tam nemůže hromadit helium z proton-protonové reakce v srdci hvězdy. Rudí trpaslíci tak mohli relativně stabilně zářit po stovky miliard let, což je několik desíteknásobek věku vesmíru , což znamená, že ne všichni současní červení trpaslíci by byli jen na začátku své existence.
První červení trpaslíci byly objeveny v XX -tého století , respektive v roce 1915 na Proxima Centauri a v roce 1916 pro Barnard hvězdu americkou astronom Edward Emerson Barnard .
Jsou spektrálního typu „K“ nebo „M“. Mají hmotnost mezi 8 a 40%, že na slunce (nebo 60% maximální) a teplotu nižší povrch, který 3500 K . Jejich svítivost může být velmi proměnlivá, ale je mnohem nižší než svítivost Slunce : od méně než 0,001% svítivosti Slunce až po maximálně 3 nebo 4% u větších. Jedná se o hvězdy, které vstoupily do hlavní sekvence, ne příliš masivní, dokonce ani na hranici mezi hvězdným objektem ( hnědý trpaslík ) a hvězdou . Vzhledem k jejich nízké hmotnosti není jejich teplota jádra příliš vysoká.
Musíme se odlišit jiným typem hvězd, které lze také nazvat červenými trpaslíky : hvězdnými mrtvolami ne příliš hmotných hvězd, bílými trpaslíky, jejichž světlo se za miliardy let zmenšovalo. Zdá se, že bílí trpaslíci se dostatečně neochladili, aby zářili červeně, a stali se tak „ červenými trpaslíky “ a tím spíše „ černými trpaslíky “.
Umožňuje pouze reakce jaderné fúze typu proton-protonový řetězec a přeměna vodíku na helium tam probíhá velmi pomalou rychlostí. Ve výsledku se jejich zásoby vodíku pomalu vyčerpávají. Tyto hvězdy mají tedy mnohem delší životnost než Slunce , která se odhaduje na několik desítek až tisíců miliard let. Čím nižší je hmotnost červeného trpaslíka, tím delší je jeho životnost.
Energie vyrobená ve středu červených trpaslíků je transportována na povrch pouze konvekcí kvůli neprůhlednosti jejich vnitřního prostředí. Na rozdíl od Slunce a jiných hmotnějších hvězd se proto helium nehromadí ve středu hvězdy, ale cirkuluje uvnitř ní. Mohou tedy spotřebovávat větší podíl vodíku.
Vzhledem k nízké teploty (i díky své malé hmotnosti), červení trpaslíci nikdy dostat do stádia, kdy ostatní hvězdy začnou na fúzi s heliem a stát se tak nikdy obří červenou . Snižují se a pomalu se zahřívají, dokud není spotřebován veškerý jejich vodík. Ať tak či onak, od Velkého třesku neuplynulo dost času na to, aby někdo pozoroval terminální sekvenci červeného trpaslíka .
Dodnes nevyřešenou záhadou je absence červených trpaslíků bez kovů (v astronomii je kov prvkem těžším než vodík a hélium ). Teorie velkého třesku ve skutečnosti předpovídá, že hvězdy první generace by měly obsahovat pouze vodík, helium a lithium ve stopových množstvích. Pokud by tato první generace hvězd měla červené trpaslíky, měli bychom je dnes vidět, ale není. Aktuálně upřednostňované vysvětlení je, že pouze velmi hmotné hvězdy náležející k populaci III byly schopny se formovat při absenci těžkých prvků ve vesmíru. Tyto hvězdy s velmi krátkou životností vypouštěly do mezihvězdného média těžké prvky, které následně umožňovaly vznik červených trpaslíků.
Rudí trpaslíci jsou pravděpodobně nejpočetnější hvězdy ve vesmíru .
Proxima Centauri , další nejbližší hvězda k nám, nebo hvězda Barnarda ( systém 2 E do 6 světelných let, osamělý jako Slunce) jsou červení trpaslíci, stejně jako dalších dvacet z třiceti hvězd nejblíže, jako hvězda Vlk 359 například, nebo hlavní součást WISE 0720-0846 (známá jako Scholzova hvězda ) objevená v roce 2013.
Představovaly by 80 až 85% hvězd v naší galaxii, což by odpovídalo přibližně „160 miliardám z 200 miliard hvězd v Mléčné dráze“.