Červení trpaslíci známí také pod označením “hvězdy třídy M” jsou padesátkrát méně jasní a dosahují 10 – 20 % hmotnosti Slunce. Na Hertzsprungově-Russellově diagramu se nachází na hlavní posloupnosti pozdního spektrálního typu K případně M. Tato definice pokrývá obrovské množství hvězd o průměru a hmotnosti menší než třetina sluneční (s dolní mezí 0,08 slunečních hmotností, za kterou jsou již hnědí trpaslíci).
Kredit: D. Aguilar/Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
Červení trpaslíci mají povrchovou teplotu menší než 3 500 K. Vyzařují jen málo světla, v některých případech dosahují jen 1/10 000 zářivého výkonu Slunce. Díky pomalému spalování vodíku mají enormně dlouhou odhadovanou životnost, pohybuje se od několika desítek miliard až po bilióny let. Červení trpaslíci nikdy nezažehnou jadernou fúzi hélia, takže se nemohou stát rudými obry; zvolna se smršťují a zahřívají, dokud nespotřebují všechen vodík. Od okamžiku velkého třesku neuplynulo dostatek času, aby jakýkoliv červený trpaslík stihl opustit hlavní posloupnost. Po opuštění hlavní posloupnosti se stane modrým trpaslíkem, který bude stále spalovat vodík. Až vyčerpá vodík, stane se bílým trpaslíkem.
Červení trpaslíci tvoří až 70 % hvězdné populace ve vesmíru. A právě jejich četnost zaujala vědce v otázce mimozemského života. Astronomové neustále kolem nich objevují nové a nové planety – poslední výsledky pozorování exoplanetárního kosmického teleskopu Kepler naznačují, že až polovina z nich má na oběžných drahách terrestrické planety planety v rozmezí od poloviny do čtyřnásobku hmotnosti Země. Vypadá to, že planety pozemského typu nejsou ve vesmíru ničím vyjimečným, stejně tak jako plynní obři přibližné velikosti planety Neptun (o sedmnáctinásobku hmotnosti Země). Proč zrovna tyto typy planet převažují je zatím velkou záhadou.
Jedna z nejrozšířenějších teorií vzniku planetárních systémů předpokládá, že se zárodečné planety v protoplanetárním prachoplynném disku postupně přibližují k mateřské hvězdě, neboť materiál disků narušuje a brzdí jejich oběžné rychlosti. Nicméně dle tohoto modelu by měly být planety neptunovského typu zřídkavější, než ve skutečnosti pozorujeme.
Ale někteří astronomové zastávají názor, že menší kamenné planety se tvoří na orbitech, kde pak víceméně zůstávají po celou dobu vývoje. Astrofyzik Brad Hansen z University of California at Los Angeles se rozhodl využít počítačový model s důrazem na existenci planet, které po dobu vývoje nemigrují a zůstávají na přibližně stejných oběžných drahách. Zajímalo ho, jak často se u červených trpaslíků můžou tvořit kamenné zemipodobné satelity.
V počítačové simulaci Hansen vycházel z následujícího předpokladu: modeloval podmínky u hvězdy o poloviční hmotnosti Slunce s protoplanetárním prachoplynovým diskem ve vzdálenosti 0,05 AU – 1 AU od mateřské hvězdy o celkové hmotnosti šesti Zemí. Počítač poté modeloval vývoj takového systému v rozmezí deseti milionů let. Hansena nejvíce zajímala tvorba obyvatelných zón kolem těchto hvězd, kde se může na planetách vyskytovat voda v kapalném skupenství. Červení trpaslíci jsou relativně chladné hvězdy, kde se jejich obyvatelná zóna nachází blíže, než je oběžná dráha planety Merkur (0,1 – 0,2 AU).
Výsledky byly více než zajímavé. Hansen zjistil, že planety v obyvatelných zónách červených trpaslíků můžou obsahovat až 25x více vody, než je jí na Zemi. Dobrý důvod zaměřit hledání mimozemského života do blízkosti hvězd třídy M.
Red Dwarf Stars: Žhavé uhlíky vesmíru