Ερυθρός νάνος

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ:
άξονας τετμημένων: φασματικός τύπος
άξονας τεταγμένων: Λαμπρότητα
0, Ia, Ib: Υπεργίγαντες,
II: Λαμπροί γίγαντες,
III: Γίγαντες,
IV: Υπογίγαντες,
V: Νάνοι,
VI: Υπονάνοι,
VII: Λευκοί νάνοι
Καλλιτεχνική αναπαράσταση ενός ερυθρού νάνου.

Ο ερυθρός νάνος ορίζεται με βάση το Διάγραμμα Hertzsprung-Russell, ως ένας αστέρας που βρίσκεται στο κάτω μέρος της Κύριας Ακολουθίας. Είναι δηλαδή οποιοσδήποτε μικρής μάζας (μικρότερης από το μισό της μάζας του Ηλίου) και διαμέτρου αστέρας με σχετικώς χαμηλή επιφανειακή θερμοκρασία, μικρότερη από 3.500 K ή 3.200 C. Ο φασματικός τύπος του κατά το διδιάστατο ταξινομικό σχήμα Morgan-Keenan είναι M V, όπου το Μ αντιστοιχεί στο ερυθρό χρώμα και το V στο «νάνος», ή και ψυχρός K V. Συνήθως ένας αριθμός ενδιάμεσα δίνει με μεγαλύτερη ακρίβεια την ταξινόμηση από τους θερμότερους ως τους ψυχρότερους (M9 V) ερυθρούς νάνους. Τα δύο βασικά πράγματα σχετικά με τους ερυθρούς νάνους είναι τα εξής:

1) Αποτελούν τη συντριπτική πλειονότητα των αστέρων του Γαλαξία μας και μάλλον και του Σύμπαντος, αλλά όχι και των αστέρων που φαίνονται στον ουρανό με γυμνό μάτι, επειδή είναι πολύ αμυδροί.

2) Είναι οι μακροβιότεροι «ζωντανοί» αστέρες (όχι «αστρικά πτώματα» όπως οι λευκοί νάνοι και οι αστέρες νετρονίων): Η διάρκεια ζωής τους είναι πολλαπλάσια μεγαλύτερη από τη σημερινή ηλικία του ίδιου του Σύμπαντος!

Φυσική περιγραφή[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι ερυθροί νάνοι συντήκουν υδρογόνο σε ήλιο στο εσωτερικό τους με τη μέθοδο της «αλυσίδας πρωτονίου-πρωτονίου». Εξαιτίας της χαμηλής σχετικώς θερμοκρασίας και στο κέντρο τους, οι θερμοπυρηνικές αυτές αντιδράσεις γίνονται με αργούς ρυθμούς. Η ισχύς επομένως που παράγεται και εκπέμπεται ως φως είναι μικρή, ως και 10.000 φορές μικρότερη από τη φωτιστική ισχύ του Ήλιου μας. Το γεγονός αυτό εξηγεί την τεράστια διάρκεια ζωής που μπορούν να φθάσουν οι ερυθροί νάνοι, καθώς καταναλώνουν τα πυρηνικά τους «καύσιμα» με εξαιρετικά αργό ρυθμό.

Οι ψυχρότεροι γνωστοί νάνοι (φασματικός τύπος M10+ V) έχουν επιφανειακές θερμοκρασίες 2.000 ως 2.500 βαθμούς K, που είναι στην πραγματικότητα υψηλότερες από τη θερμοκρασία του λιωμένου σιδήρου, αλλά που θα πρέπει να συγκριθούν με τους 5.850 K του Ηλίου. Στις επιφάνειες των ερυθρών νάνων οι θερμοκρασίες δεν είναι αρκετά υψηλές ώστε να διασπούν όλους τους χημικούς δεσμούς, με αποτέλεσμα να βρίσκουμε αρκετά μόρια, που προδίδουν την παρουσία τους στα γραμμικά φάσματα των αστέρων αυτών. Ενδιαφέρον παρουσιάζει και ένα άλλο χαρακτηριστικό των ερυθρών νάνων, που συνδέεται με την εσωτερική τους κατάσταση: τα ισχυρά μαγνητικά πεδία. Η μεταφορά της θερμότητας προς την επιφάνεια γίνεται στον Ήλιο με ακτινοβολία από το κέντρο μέχρι ένα ορισμένο βάθος (ζώνη ακτινοβολίας) και με ρεύματα μεταφοράς από το βάθος αυτό μέχρι την επιφάνεια. Αντίθετα, στους ερυθρούς νάνους η πίεση της ακτινοβολίας είναι μικρότερη και γι’ αυτό η μεταφορά της θερμότητας γίνεται σε όλο το εσωτερικό του αστέρα με ρεύματα μεταφοράς, που αναδεύουν το υλικό σε όλο τον όγκο του σώματος παράγοντας έτσι ισχυρότερα μαγνητικά πεδία. Το γεγονός αυτό συνδέεται με έντονα στέμματα, εξωτερικά δηλαδή στρώματα της ατμόσφαιρας των αστέρων. Με τη βοήθεια μεγάλων διατάξεων ραδιοτηλεσκοπίων, ο Arnold O. Benz του Ινστιτούτου Αστρονομίας της Ελβετίας και οι συνεργάτες του ισχυρίζονται ότι διέκριναν δύο γιγαντιαίους βρόγχους στο στέμμα του ερυθρού νάνου UV Κήτους B, κάτι που μόνο στο στέμμα του Ήλιου έχει κατορθωθεί να παρατηρηθεί.

Μία ακόμα συνέπεια των ρευμάτων μεταφοράς που εκτείνονται μέχρι τον πυρήνα του άστρου είναι η έλλειψη λιθίου. Στον Ήλιο μπορούμε να διακρίνουμε τη φασματική υπογραφή του στοιχείου αυτού της ύλης στην επιφάνεια. Αντίθετα, στους ερυθρούς νάνους το λίθιο της επιφάνειας παρασύρεται από την ανάδευση των ρευμάτων μέχρι και το κέντρο του αστέρα, όπου οι πυρήνες του καταστρέφονται κατά τις πυρηνικές αντιδράσεις που λαβαίνουν χώρα εκεί. Το «τεστ του λιθίου» συνιστά μία κρίσιμη δοκιμή για τους αστρονόμους που αναζητούν φαιούς νάνους. Οι φαιοί νάνοι είναι σώματα μικρότερα σε μάζα των αστέρων αλλά μεγαλύτερα των πλανητών, στων οποίων το εσωτερικό δεν συμβαίνουν πυρηνικές αντιδράσεις, αλλά λάμπουν στο ερυθρό και ιδίως στο υπέρυθρο εξαιτίας της θερμότητας σχηματισμού τους, ψυχόμενα σιγά-σιγά. Ο πρώτος φαιός νάνος ανακαλύφθηκε μόλις τη δεκαετία του 1990. Το όριο μάζας μεταξύ ερυθρών και φαιών νάνων είναι όπως προαναφέρθηκε το 7,5% ως 8% της μάζας του Ήλιου.

Η διάρκεια ζωής ενός ερυθρού νάνου εξαρτάται πολύ από τη μάζα του, όπως συμβαίνει και με τους άλλους αστέρες της Κύριας Ακολουθίας. Οι βαρύτεροι ερυθροί νάνοι εκτιμάται ότι μπορούν να ζήσουν 40 ή 50 δισεκατομμύρια χρόνια, ενώ οι μικρότερης μάζας μπορούν να ζήσουν και τρισεκατομμύρια χρόνια. Με δεδομένη την μακροζωία τους, παραμένει ανεξήγητο γιατί δεν έχουν παρατηρηθεί ερυθροί νάνοι χωρίς καθόλου βαρύτερα του ηλίου στοιχεία της ύλης (τα αποκαλούμενα στην Αστροφυσική «μέταλλα»). Η πρώτη γενεά αστέρων μετά τη δημιουργία του Σύμπαντος θα πρέπει να περιείχαν μόνο υδρογόνο, ήλιο και λίγο λίθιο. Αν αυτή η πρώτη γενιά περιελάμβανε ερυθρούς νάνους, αυτοί θα πρέπει να λάμπουν ακόμα, αλλά δεν έχουν ανακαλυφθεί. Οι πιθανότερες εξηγήσεις είναι ότι χωρίς βαρύτερα στοιχεία δεν μπορούν να γεννηθούν αστέρες μικρής μάζας και ότι οι αρχέγονοι ερυθροί νάνοι δεν έχουν παρατηρηθεί επειδή είναι πολύ αμυδροί.

Οι γείτονές μας στο Σύμπαν[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ως ο κοινότερος τύπος αστέρων στον Γαλαξία, οι ερυθροί νάνοι κυριαρχούν αριθμητικά και στη γειτονιά του Ηλιακού Συστήματος. Η εντυπωσιακή μακροβιότητα εξηγεί και το λόγο της αφθονίας των ταπεινών αυτών αντικειμένων, τα οποία αποτελούν τη μεγάλη πλειοψηφία των αυτόφωτων σωμάτων του Γαλαξία, αλλά και ολόκληρου του Σύμπαντος. Βέβαια τα περισσότερα άστρα που βλέπουμε μια καθαρή νύκτα με γυμνό μάτι στον ουρανό είναι γίγαντες ή υπεργίγαντες, αλλά αυτό οφείλεται στο ότι η μεγάλη τους λαμπρότητα τα καθιστά ορατά από πολύ μεγαλύτερες αποστάσεις. Αντιθέτως, ακόμα και ο πλησιέστερος στη Γη ερυθρός νάνος είναι αόρατος με γυμνό μάτι.

Μία δίκαιη στατιστική πρέπει να περιλαμβάνει τις κοπιαστικές στον προσδιορισμό τους αποστάσεις του κάθε αστέρα, οπότε η αριθμητική υπεροχή των ερυθρών νάνων καθίσταται εμφανής: Από τους 350 αστέρες που απέχουν λιγότερο από 10 παρσέκ από εμάς (32,6 έτη φωτός) το 70% περίπου είναι ερυθροί νάνοι, ενώ εκτιμάται ότι πάνω από 100 άλλοι αστέρες στην ίδια περιοχή δεν έχουν ακόμα ανακαλυφθεί και είναι όλοι σχεδόν αμυδροί ερυθροί νάνοι. Οι είκοσι από τους τριάντα κοντινότερους αστέρες είναι ερυθροί νάνοι. Ο κοντινότερος στη Γη αστέρας μετά τον Ήλιο είναι ένας αόρατος με γυμνό μάτι (φαινόμενο μέγεθος 11,05) ερυθρός νάνος, ο Εγγύτατος (Proxima) του Κενταύρου, φασματικού τύπου M5 V, μέλος του τριπλού συστήματος α (άλφα) Κενταύρου. Τα δύο άλλα μέλη του συστήματος δεν είναι ερυθρά, αλλά είναι νάνοι, αρκετά όμοιοι με έναν άλλο νάνο, τον Ήλιο μας. Ο αμέσως εγγύτερος στη Γη αστέρας μετά το σύστημα α Κενταύρου είναι ο γνωστός ως «Αστέρας του Μπάρναρντ» στον Οφιούχο, επίσης ερυθρός νάνος (M4 V) αόρατος με γυμνό μάτι. Η μάζα του εκτιμάται ότι δεν ξεπερνά το 1/7 της ηλιακής, ενώ απέχει σήμερα από εμάς γύρω στα 5,9 έτη φωτός έναντι 4,22 του Εγγυτάτου. Επόμενοι στη σειρά των αποστάσεων από τη Γη είναι τέσσερις ακόμα (όπως θα μπορούσε πια να προβλέψει κανείς...) ερυθροί νάνοι, ο Wolf 359 στον Λέοντα, ο Lalande 21185 στη Μεγάλη Άρκτο και το διπλό σύστημα Luyten 726-8 στο Κήτος. Ακολουθεί ως εξαίρεση ο Σείριος με τον συνοδό του λευκό νάνο («αστρικό πτώμα», πολύ διαφορετικό από τους ερυθρούς νάνους) στα 8,6 έτη φωτός και έπονται άλλοι δύο ερυθροί νάνοι. Δεν χρειάζεται να συνεχίσουμε για να αντιληφθεί κανείς την κυριαρχία των ερυθρών νάνων, παρά μόνο να υπενθυμίσουμε ότι η αυτή η γαλαξιακή μας γειτονιά δεν αποτελεί παρά ένα τυπικό δείγμα του δίσκου του Γαλαξία μας με τη διάμετρο των 100.000 ετών φωτός.

Αστρική εξέλιξη[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η εξαιρετική μακροβιότητα των ερυθρών νάνων θα έχει πιθανώς και μια άλλη συνέπεια. Αν, όπως υποδεικνύουν τα παρατηρησιακά δεδομένα, το Σύμπαν συνεχίσει να διαστέλλεται αιώνια, τότε σε κάποια μακρινή μελλοντική εποχή, όταν η γένεση νέων αστέρων θα έχει σταματήσει, οι ερυθροί νάνοι θα είναι οι μόνοι που θα λάμπουν στους γαλαξίες του. Βέβαια και αυτοί ακόμα θα έχουν υποστεί μία γήρανση, θα έχουν «εξελιχθεί» όπως επικράτησε να λέγεται στην Αστρονομία. Ωστόσο η εξέλιξη ενός ερυθρού νάνου είναι διαφορετική, καθώς δεν περνά από το στάδιο του ερυθρού γίγαντα, όπως θα συμβεί με τον Ήλιο. Απλώς η θερμοκρασία της επιφάνειάς του θα αυξάνεται πολύ αργά με αποτέλεσμα τη βαθμιαία αύξηση της λαμπρότητάς του. Ένας νάνος με μάζα ίση με το 20% της ηλιακής θα φθάσει κοντά στο τέλος της ζωής του να διαθέτει την ίδια σχεδόν διάμετρο, επιφανειακή θερμοκρασία (άρα και χρώμα) και την ίδια λαμπρότητα με το σημερινό Ήλιο. Π.χ. έστω ερυθρός νάνος με μάζα το 16% της ηλιακής: υπολογίζεται ότι η λαμπρότητά του θα αυξηθεί από το 10% της ηλιακής στο 25% της ηλιακής μέσα σε 5,5 δισεκατομμύρια έτη. Στο τέλος, αναπόφευκτα, ακόμα και οι αμυδρότεροι ερυθροί νάνοι θα εξαντλήσουν το υδρογόνο τους και θα τελειώσουν τη ζωή τους ως λευκοί νάνοι αποτελούμενοι από το στοιχείο ήλιο. Τα νεκρά αυτά σώματα θα ψυχθούν πολύ αργά και θα πάψουν να εκπέμπουν ορατό φως. Οι αμυδρότεροι ερυθροί νάνοι, με μάζα περίπου 8% της ηλιακής, θα ζήσουν περίπου 10 τρισεκατομμύρια χρόνια, δηλαδή χίλιες φορές περισσότερο από τον Ήλιο. Μόλις και οι νεκροί αστέρες που θα παραγάγουν οι τελευταίοι ερυθροί νάνοι ψυχθούν, κάθε φυσική πηγή φωτός στο Σύμπαν θα έχει σβήσει για πάντα.

Οι ερυθροί νάνοι παρουσιάζονται σε ίσο ποσοστό με τους άλλους αστέρες ως μέλη διπλών συστημάτων (δύο αστέρες που περιφέρονται περί το κοινό τους κέντρο μάζας) σε όλη την ποικιλομορφία τους. Ο CM Δράκοντος π.χ. είναι ένας «δι’ εκλείψεων μεταβλητός» αστέρας. Τα μέλη του CM Δράκοντος είναι πανομοιότυποι ερυθροί νάνοι τύπου M0 V. Ο U Διδύμων εξάλλου είναι ένας νάνος καινοφανής (dwarf nova): ένας λευκός και ένας ερυθρός νάνος περιφέρονται ο ένας γύρω από τον άλλο κάθε 4,2 ώρες. Η μεταξύ τους απόσταση είναι τόσο μικρή, ώστε ποσότητες ύλης αποσπώνται από τον ερυθρό νάνο και δημιουργούν ένα δίσκο γύρω από τον λευκό νάνο, αστάθειες στον οποίο προκαλούν εκρήξεις κάθε περίπου 6 μήνες. Οι λαμπρότεροι αστέρες δύο αστερισμών, ο α Ταύρου (Αλντεμπαράν) και ο α Νοτίου Ιχθύος (Φομαλώ) είναι στην πραγματικότητα διπλά συστήματα με ερυθρούς νάνους. Το Gliese 229 στον Λαγωό είναι σύστημα ερυθρού και φαιού νάνου 19 έτη φωτός από τη Γη.

Πλανήτες γύρω από ερυθρούς νάνους[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πρόσφατες ανακαλύψεις[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Καλλιτεχνική αναπαράσταση ενός πλανήτη σε τροχιά γύρω από έναν ερυθρό νάνο.

Στις 22 Ιουνίου 1998 ανακοινώθηκε η ανακάλυψη για πρώτη φορά ενός πλανήτη γύρω από έναν ερυθρό νάνο. Συγκεκριμένα ο Gliese 876 στον Υδροχόο, φασματικού τύπου M4 και μάζας 1/3 της ηλιακής, συνοδεύεται από έναν πλανήτη με μάζα τουλάχιστον 600 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα της Γης και περίοδο περιφοράς 61 ημέρες. Μέχρι τότε οι αστρονόμοι είχαν ανακαλύψει πλανήτες μόνο γύρω από κίτρινους νάνους όπως ο Ήλιος ή και λίγο θερμότερους. Ο Gliese 876 είναι εγγύτερα σε εμάς από όλους τους άλλους αστέρες με εξωηλιακούς πλανήτες (μόλις 15 έτη φωτός), και μάλιστα και ο γειτονικός ερυθρός νάνος Lalande 21185 έχει προταθεί ότι διαθέτει πλανήτη. Αυτό είναι ιδιαίτερα σημαντικό γιατί, καθώς οι ερυθροί νάνοι είναι η πολυπληθέστερη κατηγορία αστέρων, ο πιθανός αριθμός των πλανητών στο Γαλαξία μας αλλά και σε ολόκληρο το Σύμπαν μπορεί να είναι πολύ μεγαλύτερος. Και μάλιστα πλανητών όπου η ζωή θα μπορούσε να εμφανισθεί και να εξελιχθεί με όλη τη χρονική άνεση...

Το 2005 ανακαλύφθηκαν κι άλλοι εξωηλιακοί πλανήτες γύρω από ερυθρούς νάνους. Ο μικρότερος από αυτούς τους πλανήτες έχει μάζα 17 φορές μεγαλύτερη από εκείνη της Γης. Περιφέρεται σε απόσταση μόνο 6 εκατομμύρια km από τον αστέρα του, κι έτσι εκτιμάται ότι η επιφανειακή του θερμοκρασία ανέρχεται στους 150°C, παρά την ελάχιστη ενέργεια που εκπέμπει ο ερυθρός νάνος. Το 2006 ένας ακόμα μικρότερος εξωηλιακός πλανήτης (μόλις 5,5 φορές τη μάζα της Γης) ανακαλύφθηκε να περιφέρεται γύρω από ερυθρό νάνο, σε απόσταση από αυτόν 390 εκατομμύρια km και με επιφανειακή θερμοκρασία −220 °C.

Τέλος, στις 25 Απριλίου 2007 ένας δυνητικά κατοικήσιμος εξωηλιακός πλανήτης ανακαλύφθηκε γύρω από τον ερυθρό νάνο Gliese 581. Αν η μάζα που εκτιμούν οι ανακαλύψαντες αστρονόμοι (ομάδα υπό τον Stephane Udry), 5,03 φορές η μάζα της Γης, είναι η πραγματική, είναι ο μικρότερης μάζας εξωηλιακός πλανήτης που περιφέρεται γύρω από αστέρα της Κύριας Ακολουθίας που ανακαλύφθηκε μέχρι σήμερα. (Υπάρχουν μικρότεροι πλανήτες γύρω από ένα αστέρα νετρονίων) Η ακτίνα του πλανήτη εκτιμάται σε μιάμιση φορά την ακτίνα της Γης και βρίσκεται στην κατοικήσιμη ζώνη του Gliese 581. Είναι ο πιθανότερος υποψήφιος για την ύπαρξη ζωής από οποιονδήποτε άλλο εξωηλιακό πλανήτη που έχει ανακαλυφθεί ως τώρα.

Κατοικησιμότητα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παρά τη χρονική άνεση για βιολογική εξέλιξη, υπάρχουν παράγοντες που καθιστούν τη ζωή δύσκολη πάνω σε πλανήτες ενός ερυθρού νάνου. Για να μην είναι κατεψυγμένοι, οι πλανήτες αυτοί θα πρέπει να περιφέρονται τόσο κοντά στον κεντρικό αστέρα, ώστε εξαιτίας των ισχυρότερων παλιρροϊκών δυνάμεων, πιθανώς να εξαναγκαστούν τελικώς σε σύγχρονη περιστροφή, δηλαδή η μία τους πλευρά θα είναι στραμμένη μόνιμα προς τον αστέρα, ενώ η άλλη θα έχει αιώνια νύχτα. Αυτό θα δημιουργούσε ακατάλληλες θερμοκρασίες σε αμφότερες τις πλευρές-ημισφαίρια και μόνο στην οριακή ζώνη ανάμεσά τους θα μπορούσε η ζωή να αναπτυχθεί, πράγμα με περιορισμένες πιθανότητες. Βεβαίως μία πολύ πυκνή ατμόσφαιρα ή ένας πλανητικός ωκεανός με ισχυρά ρεύματα σε μεγάλο βάθος θα μπορούσε να ισοκατανείμει περισσότερο ομοιόμορφα τη θερμότητα σε όλο τον πλανήτη.

Μία άλλη πιθανή δυσκολία είναι ότι οι ερυθροί νάνοι εκπέμπουν την περισσότερη ενέργειά τους ως υπέρυθρο φως, ενώ τα (γήινα τουλάχιστον) φυτά χρησιμοποιούν περισσότερο το ορατό φως, καθώς τα φωτόνια του υπερύθρου φέρουν πολύ μικρή ενέργεια το καθένα ώστε να χρησιμεύσουν στη φωτοσύνθεση.

Αλλά το σοβαρότερο ίσως πρόβλημα είναι η αστάθεια των ερυθρών νάνων: τα ισχυρά μαγνητικά πεδία που προαναφέρθηκαν καλύπτουν συχνά τις επιφάνειές τους με τεράστιες αστρικές κηλίδες, που αυξομειώνουν την ένταση του φωτός κατά 30 ως 40% μέσα σε λίγους μήνες, ενώ άλλοτε πάλι κάποιοι ερυθροί νάνοι γνωστοί ως αστέρες εκλάμψεων μπορούν να εκπέμψουν γιγάντιες εκλάμψεις που διπλασιάζουν τη λαμπρότητά τους μέσα σε λίγα λεπτά και διαρκούν μία ώρα. Αυτή η μεταβλητότητα μπορεί να καταστήσει τη ζωή, τουλάχιστον στην επιφάνεια του πλανήτη, πολύ δυσκολότερη απ' ό,τι στη Γη.

Ωστόσο, έχει υπολογιστεί ότι η περίοδος των βίαιων εκλάμψεων καταλαμβάνει μόνο ένα μικρό μέρος της διάρκειας ζωής των ερυθρών νάνων και συγκεκριμένα μόνο τα πρώτα 1,2 δισεκατομμύρια χρόνια από τη δημιουργία τους. Επομένως, αν ένας πλανήτης σχηματιστεί σχετικά μακριά από τον ερυθρό νάνο, όσο χρειάζεται για να αποφύγει την σύγχρονη περιστροφή και μεταγενέστερα μετακινηθεί προς την θερμότερη ζώνη, μετά την λήξη της βίαιης αυτής περιόδου, θα υπήρχαν ρεαλιστικές πιθανότητες εμφάνισης ζωής.

Επιπλέον, η ζωή θα μπορούσε να επιβιώσει μέσα σε ωκεανούς, κατά την αρχική αυτή βίαιη περίοδο, υπό τον όρο ότι ο πλανήτης θα κατάφερνε να διατηρήσει μία επαρκή ατμόσφαιρα, ωστέ να συντηρεί υγρούς ωκεανούς.

Δείτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πηγές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  • Το άρθρο Ερυθροί νάνοι: Οι πολυάριθμοι «Μαθουσάλες» του Γαλαξία, περιοδικό Quark, τεύχος 15 (1998), σελ.20.

Eξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Red dwarf της Αγγλόγλωσσης Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).