Red Dwarf A red dwarf is a small and relatively cool star on the main sequence, either late K or M spectral type. Red dwarfs range in mass from a low of 0.075 solar masses (M☉) to about 0.50 M☉ and have a surface temperature of less than 4,000 K. Red dwarfs are by far the most common type of star in the Milky Way, at least in the neighborhood of the Sun, but because of their low luminosity, individual red dwarfs cannot easily be observed. From Earth, not one is visible to the naked eye. Proxima Centauri, the nearest star to the Sun, is a red dwarf (Type M5, apparent magnitude 11.05), as are twenty of the next thirty nearest. According to some estimates, red dwarfs make up three-quarters of the stars in the Milky Way. Stellar models indicate that red dwarfs less than 0.35 M☉ are fully convective. Hence the helium produced by the thermonuclear fusion of hydrogen is constantly remixed throughout the star, avoiding a buildup at the core. Red dwarfs therefore develop very slowly, having a constant luminosity and spectral type for, in theory, some trillions of years, until their fuel is depleted. Because of the comparatively short age of the universe, no red dwarfs of advanced evolutionary stages exist. VERY INTERESTING VIDEO HERE (5MIN) Red Dwarf Stars: The Embers of Creation https://www.youtube.com/watch?v=dMF4FSe31dw ___________________________________________ Naine Rouge En astronomie, une étoile rouge de la séquence principale, appelée communément naine rouge, est une étoile de type spectral M V (lire « M cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral M (étoile rouge). Les étoiles K dites tardives (naines orange les plus froides) sont parfois incluses parmi les naines rouges. Ces étoiles sont peu massives et de température peu élevée. Ayant une masse comprise entre 0,075 et 0,4 masses solaires et une température inférieure à 4 000 K en surface, ce sont des étoiles peu lumineuses, les plus grosses d'entre elles émettant de l'ordre de 10 % de la luminosité solaire. En dessous de 0,075 M☉, on a affaire à un objet substellaire, naine brune ou géante gazeuse. La limite entre étoile naine rouge et naine brune de type spectral M est généralement au niveau du type M 6.5. Les naines rouges seraient de loin les étoiles les plus nombreuses de l'Univers. Les modèles stellaires actuels les décrivent comme entièrement convectives, c'est-à-dire que l'hydrogène est constamment brassé par convection dans l'ensemble de l'étoile de sorte que l'hélium issu de la réaction proton-proton au cœur de l'astre ne peut s'y accumuler. Les naines rouges pourraient ainsi briller de façon relativement constante pendant des centaines de milliards d'années, c'est-à-dire plusieurs dizaines de fois l'âge de l'Univers, ce qui signifie que toutes les naines rouges actuelles n'en seraient qu'au début de leur existence. https://www.youtube.com/watch?v=dMF4FSe31dw