2MASS J05233822-1403022

這顆恆星被名為2MASS J05233822-1403022，我們可以簡稱它為J0523，它是一顆處於主序星階段的紅矮星，其亮度僅有太陽的1/80000，表面温度為1800℃（太陽為5600℃），直徑僅有太陽的9%（小於木星）。

J0523處於恆星最小質量臨界值的邊緣，是已被發現的質量最小的恆星。在夜空裏，你能用肉眼直接看到的最暗恆星，其實際亮度都在J0523恆星的萬倍以上。

實際上，這顆恆星離我們相當近，只有大約40光年，但因為非常暗淡，你必須用大望遠鏡才能看到它——你用肉眼能夠看到的最暗恆星，都要比J0523明亮100萬倍！

那麼，我們為什麼認為它可能是最小的恆星呢？

為了回答這個問題，我們必須先定義什麼是“恆星”。天文學家認為，恆星是質量大到足以在其核心處將氫元素聚變成氦元素的氣態天體。我們的太陽可以做到這一點，因此它是一顆恆星。木星就不行，所以它不是。

事實證明，要想讓這種核聚變反應發生，你必須把氫壓縮到極致。行星自身的重力做不到這一點，但是如果你往一顆行星上堆積足夠多的物質，隨着核心壓強和温度的上升，最終你總能點燃那裏的氫核聚變。

據天文學家測算，恆星最低臨界質量大約是太陽質量的7%——7.7%（1.39237*10^29kg——1.531607*10^29kg）。如果質量超過這個值，就是一顆恆星；不到這個範圍，就不是恆星，即使比較接近，也僅僅能成為褐矮星。

如果你往一顆恆星上增加質量，它會變得更熱更大，這是因為恆星核心處的聚變反應率對質量非常敏感。如果你增加一點質量，聚變反應率就會上升，於是温度也會上升，恆星會就膨脹一點；而褐矮星就不同，它的核心已經被自身質量壓實，卻還不足以點燃核聚變。那裏的物質處於一種古怪的量子力學狀態，稱為簡併態。它的一個古怪特性就是，如果你往褐矮星上增加質量，它反而會縮得更小。

所以，這些天文學家做了一件非常聰明的事情。他們找到了63顆處在聚變臨界質量附近的天體，根據大小和表面温度（温度本身取決於質量，但更容易直接測量）將它們畫在一張表上。隨着質量越來越小，恆星的温度會越來越低，半徑也會越來越小，然而一旦跨過了臨界質量，進入褐矮星的國度，温度越低（因而質量越低）的話，半徑反而會越來越大。

他們畫出了這些天體的屬性，確實發現隨着表面温度的下降，天體的半徑也在縮小，直到出現一個最小值，然後又開始增大。這個最小值必定就位於普通恆星與褐矮星的邊界之上。而且，他們發現J0523就位於這個邊界上，就在邊界的恆星那一側。

在可見光波段，J0523即使在大望遠鏡中也暗到幾乎會被忽視（白色箭頭所指處）。不過在紅外波段（插入圖），它還是相當顯眼的。

正因為如此，我們才會認為，J0523是最小的恆星。它還是質量最小的恆星，也是温度最低的恆星。如果它的質量再小一點，它就不再是一顆恆星，而是一顆L褐矮星了。

不過需要提醒的是，這個界限沒有那麼明確和分明。它也受到其他因素的影響，包括恆星的年齡、恆星中“金屬”的含量（天文學家把所有比氫和氦更重的元素都稱為“金屬”，這可能會讓圈外的人感覺有一點困惑，但氫和氦仍是宇宙中含量最豐富的元素，而其他所有元素本質上都是一種“污染”），甚至還有恆星自轉的速度。

事實上，觀測數據跟理論模型相比還是有些差異的，理論模型預言，臨界質量對應的表面温度應該更低，接近1400℃才對。還不清楚，為什麼這裏會存在差異。這可能是前面提到的那些因素在起作用，也可能是觀測樣本存在未知的偏差，還有可能，我們對褐矮星核心物理過程的理解有一點偏差。在邊界附近，事情總是很難搞。

考慮到所有這些不確定因素，質量比J0523更小的恆星也是有可能找到的，但此類恆星相距較遠，十分黯淡，因此搜尋並不容易。所以，J0523可能將在相當長的一段時間裏繼續是人類發現的最小質量恆星的保持者。

無論如何，有件事值得一提：就像之前提到的，一顆恆星的核聚變反應率取決於恆星的質量。質量越小，反應速度就越慢，氫燃料可以維持消耗的時間就越長。因此，J0523可以持續燃燒的時間要比太陽的壽命長久許多。事實上，哪怕再過上百上千億年，這顆小小的恆星仍然會停留在主序星階段，而我們的太陽則到了演化的晚期，成為了一顆白矮星甚至黑矮星。