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के-प्रकार का मुख्य-अनुक्रम तारा, जिसे के-प्रकार का बौना लाल बौना या नारंगी बौना भी कहा जाता है, वर्णक्रमीय प्रकार के और चमक वर्ग वी का एक मुख्य-अनुक्रम (हाइड्रोजन-जलता) तारा है। ये तारे आकार में लाल एम-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम सितारों ("लाल बौने") और पीले/सफेद जी-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम सितारों के बीच मध्यवर्ती हैं। उनके द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के 0.6 और 0.9 गुना के बीच हैं और सतह का तापमान 3,900 और 5,300 केल्विन के बीच है। ये तारे अपनी स्थिरता और लंबे जीवन काल के कारण अलौकिक जीवन की खोज में विशेष रुचि रखते हैं। प्रसिद्ध उदाहरणों में अल्फा सेंटॉरी बी (के1 वी) और एप्सिलॉन इंडी (के5 वी) शामिल हैं। नामकरण आधुनिक उपयोग में, के-प्रकार के मुख्य अनुक्रम सितारों पर लागू नाम अलग-अलग होते हैं। जब स्पष्ट रूप से परिभाषित किया जाता है, तो देर से के बौनों को आम तौर पर लाल बौनों के रूप में मध्य-एम-श्रेणी के सितारों के साथ समूहीकृत किया जाता है, लेकिन अन्य मामलों में लाल बौने केवल एम-श्रेणी के सितारों तक ही सीमित हैं। कुछ मामलों में सभी के सितारों को लाल बौनों के रूप में शामिल किया जाता है, और कभी-कभी पहले के सितारों के रूप में भी। नारंगी बौना शब्द अक्सर प्रारंभिक-के सितारों पर लागू होता है, लेकिन कुछ मामलों में इसका उपयोग सभी के-प्रकार के मुख्य अनुक्रम सितारों के लिए किया जाता है। वर्णक्रमीय मानक तारे संशोधित यर्केस एटलस प्रणाली (जॉनसन एंड मॉर्गन 1953) ने 12 के-प्रकार के बौने वर्णक्रमीय मानक सितारों को सूचीबद्ध किया, हालांकि इनमें से सभी आज तक मानकों के रूप में जीवित नहीं हैं। के-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम बौने सितारों के बीच एम. के. वर्गीकरण प्रणाली के "लंगर बिंदु", अर्थात। वे मानक तारे जो वर्षों से अपरिवर्तित रहे हैं, वे हैंः सिग्मा ड्रेकोनिस (के0वी) एप्सिलॉन एरिडानी (के2वी) 61 सिगनी ए (के5वी) अन्य प्राथमिक एमके मानक सितारों में शामिल हैंः 70 ओफियुची ए (के0वी), 107 पिसियम (के1वी) एचडी 219134 (के3वी) टीडब्ल्यू पिसिस ऑस्ट्रिनी (के4वी) एचडी 120467 (के6वी) 61 सिगनी बी (के7वी) कुछ संदर्भों में निर्धारित उदाहरण के आधार पर (जैसे। जॉनसन एंड मॉर्गन 1953, कीनन एंड मैकनील 1989), कई लेखक K7 V और M0 V के बीच के चरण को एक एकल उपखंड मानते हैं, और K8 और K9 वर्गीकरण शायद ही कभी देखे जाते हैं। एच. आई. पी. 111288 (के8वी) और एच. आई. पी. 3261 (के9वी) जैसे कुछ उदाहरणों को परिभाषित और उपयोग किया गया है। ग्रह ये तारे अलौकिक जीवन की खोज में विशेष रुचि रखते हैं क्योंकि वे बहुत लंबे समय तक मुख्य अनुक्रम पर स्थिर रहते हैं (17-70 अरब वर्ष, सूर्य के लिए 10 अरब की तुलना में)। एम-प्रकार के सितारों की तरह, उनका द्रव्यमान बहुत कम होता है, जिससे उनका अत्यंत लंबा जीवनकाल होता है जो पृथ्वी जैसे स्थलीय ग्रहों की परिक्रमा करने पर जीवन को विकसित करने के लिए बहुत समय प्रदान करता है। ग्रहों के लिए जाने जाने वाले कुछ निकटतम के-प्रकार के सितारों में एप्सिलॉन एरिडानी, एचडी 192310, ग्लीज़ 86 और 54 पिस्कियम शामिल हैं। के-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम तारे जी-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम सितारों की तुलना में लगभग तीन से चार गुना अधिक प्रचुर मात्रा में होते हैं, जिससे ग्रह खोज करने वाले तारे सूर्य जैसे जी-प्रकार के सितारों की तुलना में कुल पराबैंगनी और अन्य आयनीकरण विकिरण का कम उत्सर्जन करते हैं (जो डीएनए को नुकसान पहुंचा सकते हैं और इस प्रकार न्यूक्लिक एसिड आधारित जीवन के उद्भव में बाधा डाल सकते हैं)। वास्तव में, कई चोटी लाल रंग में होती हैं। जबकि एम-प्रकार के तारे सबसे अधिक प्रचुर मात्रा में हैं, उनके रहने योग्य-क्षेत्र की कक्षाओं में ज्वारीय रूप से बंद ग्रह होने की अधिक संभावना है और सौर ज्वाला और ठंडे धब्बे पैदा करने की अधिक संभावना है जो आस-पास के चट्टानी ग्रहों से अधिक आसानी से टकराएंगे, जिससे संभावित रूप से जीवन के लिए इसे विकसित करना बहुत कठिन हो जाएगा। उनकी अधिक गर्मी के कारण, के-प्रकार के सितारों के रहने योग्य क्षेत्र भी एम-प्रकार के सितारों की तुलना में बहुत चौड़े हैं। इन सभी कारणों से, वे एक्सोप्लैनेट और अलौकिक जीवन की खोज में ध्यान केंद्रित करने के लिए सबसे अनुकूल तारे हो सकते हैं। के-सितारों के कम कुल यूवी उत्पादन के बावजूद, उनके ग्रहों के रहने योग्य तापमान के लिए, उन्हें अपने के-सितारों के मेजबानों के बहुत करीब परिक्रमा करनी चाहिए, कम कुल यूवी उत्पादन के किसी भी लाभ को ऑफसेट या उलटना चाहिए। इस बात के भी बढ़ते प्रमाण हैं कि के-प्रकार के बौने तारे अपने प्रारंभिक मुख्य अनुक्रम चरण में भारी जी-प्रकार के सितारों या हल्के प्रारंभिक एम-प्रकार के बौने सितारों की तुलना में काफी लंबे समय तक खतरनाक रूप से उच्च स्तर के एक्स-रे और दूर पराबैंगनी (एफ. यू. वी.) विकिरण का उत्सर्जन करते हैं। यह लंबी विकिरण संतृप्ति अवधि कीटाणुरहित कर सकती है, वायुमंडल को नष्ट कर सकती है, या कम से कम के-प्रकार के बौने सितारों के आसपास रहने योग्य क्षेत्रों के अंदर परिक्रमा करने वाले पृथ्वी जैसे ग्रहों के लिए जीवन के उद्भव में देरी कर सकती है। सोलर एनालॉग रेड ड्वार्फ येलो ड्वार्फ स्टार काउंट, तारों का सर्वेक्षण भी देखें