宇宙中有一種神秘的恆星，它們數量眾多，卻又小又暗，它們就是紅矮星。
2014年4月23日，由兩顆紅矮星組成的雙子星——DG CVn在美國宇航局的雨燕號宇宙飛船上釋放了一系列強大的耀斑，讓全世界再次對紅矮星有了一次全新的認識。
為了更加深入地研究紅矮星，我們必須了解它的基礎信息，因為我們很難看到恆星的內部，尤其是當它們非常遙遠的時候。大多數天文觀測都是由注視微小的光點組成的。由此，我們必須試著去理解所有類型的恆星是如何誕生、進化、生存和最終死亡的。
紅矮星，通常被稱為M矮星，尤其棘手，這使得它們更難研究。理論模型甚至直接觀測都對它們有多大以及應該有多大存在分歧，但希望一些關於日食雙星的新觀測能讓我們窺見它們的內部結構。
恆星半徑
我們知道恆星的半徑不容易探測，這取決於各種因素，有些是顯而易見的，有些則不是那麼顯而易見。例如，一顆恆星的質量肯定與它的半徑有某種關係。一般來說，恆星質量越大，它就越大。但實際上，恆星的半徑是由它的核心有多熱決定的，以及它能多有效地將熱量釋放到太空中。如果它有一個非常強烈的核心，那麼恆星就必須想辦法把所有的熱量從內部轉移到外部。如果恆星的內部真的非常善於輸送熱量，那麼恆星就可以用相對較小的表面積，也就是半徑逃脫。但是如果恆星內部很複雜，或者一般來說不擅長傳遞熱量，那麼為了補償，恆星必須有很大的表面積。這樣它才能有效地把所有的熱量排入太空的冷真空中。
儘管紅矮星體積較小，但其內部結構卻特別複雜。它們的核心相當熱，可以將氫聚變成氦，但內核和表面之間的關係是高能等離子體物理的複雜轉化。
理想情況下，我們應該使用一組恆星來檢查。如果我們能近距離精確地觀察到一個健康的恆星樣本的溫度、金屬含量、年齡和半徑，那麼我們就可以利用這些數據來調整我們的理論模型，為那些恆星內部的物理學建立一個堅實的案例，但是我們沒有。
測量紅矮星的半徑
要掌握一顆恆星的半徑，唯一的方法之一就是通過一對恰好排列正確的恆星，使它們在我們的視線範圍內相互遮擋。當我們觀察這個系統時，我們可以看到當它們在彼此前面經過時閃爍的頻率。當一顆恆星從另一顆恆星前面經過時，它會影響我們所看到的光的含量，我們可以用一種儀器捕捉到這一點，比如美國宇航局最近退休的克卜勒太空飛船。該飛船最初是為了尋找系外行星而設計的，同樣的技術也可以用來研究這些日食雙星。
當然，事情並沒有那麼簡單。我們看到的是系統總亮度的變化。要掌握恆星本身的特性，甚至是半徑，需要進行一些複雜的建模。值得慶幸的是，天文學家是一群聰明的人，他們能夠盡最大努力從雙星中得到一些對恆星屬性的合理估計。一些對紅矮星日食雙星的觀測表明，紅矮星的半徑比根據我們最好的理論模型推測的要大。
於是科學家猜測要使恆星變大，就必須有一種方法來抑制從核心到外部的熱量流動。也許紅矮星具有更快的自轉速度，從而產生強大的磁場，甚至可能比太陽的磁場還要強。強磁場可以開始與恆星內部進行對衝。例如，它們可能會抑制對流，使熱量更難從內部流向外部。或者他們可以開始擾亂恆星黑子的形成，確保恆星表面沒有裂縫或裂縫出現，並保持一個眾所周知的恆星蓋住所有的熱量，通過研究這些熱量，最終得出我們想要的結果。