gigantul rosu

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Această imagine reproduce ciclul de viață al unei stele din masa Soarelui de la formarea sa (stânga) până la evoluția sa într-un gigant roșu după miliarde de ani (dreapta).

Un gigant roșu este o stea gigantică cu masă mică sau intermediară (aproximativ 0,3-8 M ☉ [1] [2] ) în etapele finale ale evoluției sale. Atmosfera acestor stele este foarte rarefiată și extinsă și, în consecință, raza este mult mai mare și temperatura suprafeței este mai mică (mai mică de 5.000 K [3] ) comparativ cu stelele de masă egală care nu au abandonat încă secvența . Culoarea lor variază de la galben-portocaliu la roșu, ceea ce le face să fie atribuite claselor spectrale K și M. Stelele din clasa S, iar majoritatea stelelor de carbon sunt, de asemenea, giganți roșii [4] .

Deși toți uriașii roșii se află în etapele finale ale evoluției lor, aceștia pot fi împărțiți în funcție de poziția lor pe diagrama HR , care corespunde etapei evolutive precise pe care au atins-o. Cele mai multe dintre ele sunt situate în partea finală a ramurii giganților roșii , unde există stele care au un nucleu degenerat de heliu și în care fuziunea hidrogenului are loc într-o coajă care înconjoară nucleul. Giganții roșii care în schimb fuzionează heliul cu carbonul prin procesul celor trei alfa sunt așezați în cea mai rece parte a ramurii orizontale . În cele din urmă, în ramura asimptotică a giganților există stelele care fuzionează heliul în carbon într-o coajă aranjată în jurul unui miez de carbon degenerat și hidrogenul în heliu într-o coajă în afara primului [5] .

Cea mai apropiată stea gigantă roșie este γ Crucis , la distanță 88 al [6] , dar gigantul portocaliu Arturo , departe 36 al , este uneori descris ca un gigant roșu.

Caracteristici fizice

Gigantul roșu Mira

Giganții roșii se caracterizează printr-o rază de zeci sau sute de ori mai mare decât cea a Soarelui. Creșterea considerabilă a dimensiunii produce o rarefacție a straturilor exterioare ale stelei și o scădere a temperaturii acestora în comparație cu stelele cu masă egală din secvența principală, astfel încât să capete o culoare roșu-portocaliu. Deși scăderea temperaturii produce, conform legii Stefan-Boltzmann , o reducere a radiației emise pe unitate de suprafață, giganții roșii sunt în general mult mai luminoși decât Soarele datorită dimensiunii și suprafeței radiante mari [7] .

Stelele aparținând ramurii gigant roșii sunt de clasa spectrală K sau M, au o temperatură de suprafață de 3000-4000 K , au o rază de 20-100 de ori mai mare decât a Soarelui și sunt de la o sută la câteva sute de ori mai strălucitoare decât a noastră .stea. Stelele ramurii orizontale sunt în general mai fierbinți decât cele ale ramurii uriașe roșii, în timp ce cele ale ramurii asimptotice a uriașilor sunt de aproximativ zece ori mai luminoase decât cele ale ramurii gigantului roșu, deși sunt mult mai rare [8] .

Dintre stelele ramurii asimptotice a giganților, cele de tip CN și CR au abundențe mari de carbon și alte metale la suprafață. Aceste elemente sunt transportate la suprafață printr-un proces numit dragare (în engleză dredge-up), constând din mișcări convective care transportă produsele de fuziune din zonele interioare ale stelei la suprafață [9] . Prima dragare are loc atunci când steaua se află în ramura gigantă roșie și fuzionează hidrogenul într-o coajă care înconjoară miezul inert de heliu, dar nu determină carbonul să domine la suprafață, care este produs de a doua și a treia. dragaje, care apar atunci când steaua se află în ramura asimptotică a giganților, în timpul fazei de fuziune a heliului în jurul miezului de carbon inert [8] .

Limitele unui gigant roșu nu sunt definite cu exactitate, contrar a ceea ce este reprezentat în multe ilustrații. Datorită densității scăzute a straturilor lor de suprafață, aceste stele nu posedă fotosferă bine definită și nu există o limită definită între atmosfere și coroane . Giganții roșii mai puțin fierbinți prezintă spectre complexe cu linii spectrale de molecule , masere și , uneori, emisii .

În timp ce Soarele are un număr mare de celule convective mici ( granulele solare ), fotosfera giganților, precum și a celor supergigante , are un număr limitat de celule mari, responsabile de unele dintre variațiile care sunt comune în aceste tipuri de stele [10] .

Evoluţie

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Evoluția stelară § Stele cu mase cuprinse între 0,08 și 8-10 M☉ .
Mira A își eliberează straturile de suprafață în spațiu [11]

Giganții roșii sunt stele de masă medie sau gigant (de la aprox 0,3 M ⊙ aprox 8 M ⊙ [1] [2] ) care au părăsit secvența principală din cauza epuizării hidrogenului din nucleii lor [12] . Permanența în secvența principală a unei stele din masa Soarelui este de aproximativ 10 miliarde de ani. Stelele mai masive decât Soarele își ard combustibilul nuclear mult mai repede și, prin urmare, rămân în secvența principală pentru o perioadă mai scurtă de timp, în timp ce stelele mai puțin masive pentru o perioadă mai lungă de timp (până la 1000 miliarde de ani) [5] [12] .

Ramura uriașilor roșii

Când stelele de masă medie și mică rămân fără hidrogen în nucleele lor, reacțiile nucleare încetează în interiorul nucleului, care astfel începe să se contracte datorită propriei sale forțe de greutate . Contracția produce o creștere a temperaturii miezului, care este capabilă să aprindă reacții nucleare într-o coajă care îl înconjoară. Datorită temperaturilor mai ridicate, rata reacțiilor nucleare este mai mare și acest lucru face ca steaua să-și mărească luminozitatea cu un factor cuprins între 100 și 1.000 [8] . Creșterea densității miezului și a temperaturii sale are ca rezultat o expansiune a straturilor de suprafață ale stelei: acest lucru se întâmplă deoarece steaua are tendința de a-și conserva energia totală și, prin urmare, atât energia potențială gravitațională , cât și energia termică : în consecință, fiecare contracție a miezul trebuie să fie însoțit de o extindere a suprafețelor stelei pentru a conserva energia potențială gravitațională totală; în plus, o creștere a temperaturii miezului trebuie să corespundă unei scăderi a temperaturii suprafețelor pentru a conserva energia termică totală [13] [14] [15] . Prin urmare, steaua cheltuie o parte din energia produsă pentru a se extinde. Deoarece energia produsă este eliberată pe o suprafață mai mare și întrucât o parte a acesteia este disipată în expansiune, aceasta are ca rezultat o temperatură de suprafață mai scăzută a stelei [15] , care astfel emite radiații la lungimi de undă mai mari devenind mai roșii. De aici și numele de gigant roșu , deși culoarea este uneori mai aproape de portocaliu. În această fază evolutivă, steaua călătorește de-a lungul ramurii giganților roșii din diagrama HR , adică se deplasează spre dreapta și în sus în diagramă datorită creșterii luminozității și scăderii temperaturii de suprafață [5] . Temperatura mai scăzută determină formarea unui înveliș convectiv în stelele mai masive și în stelele mai puțin masive adâncirea zonei convective deja existente în faza de secvență principală. Acest lucru se datorează faptului că scăderea temperaturii are ca rezultat o opacitate mai mare a straturilor periferice ale stelei și, în consecință, transportul energiei prin radiații nu ar mai fi eficient. Zona convectivă transportă materialul prezent în straturile interioare ale stelei (chiar dacă nu cel prezent în miez) la suprafață. Acest material este mai bogat în produse de fuziune cu hidrogen decât la suprafață și, în consecință, unele metale apar la suprafață. Acest proces se numește prima dragare [8] .

Urmă evolutivă a secvenței post- principale în digraful HR al unei stele din masa Soarelui. Distingem ramura uriașilor roșii până la aprinderea heliului , ramura orizontală a uriașilor în care poziția stelei în diagramă este apropiată de secvența principală, ramura asimptotică a uriașilor și, în cele din urmă, postul -Evoluția AGB cu întreruperea fuziunii nucleare .

În timpul șederii sale în ramura uriașă roșie, miezul stelar continuă să-și crească temperatura, accelerând treptat viteza reacțiilor nucleare din învelișul de hidrogen. Acest lucru produce o creștere progresivă a luminozității stelei și a expansiunii sale: steaua, prin urmare, continuă să se deplaseze în sus și spre dreapta în diagrama HR. Când miezul atinge temperaturi apropiate de 10 8 K, acesta declanșează fuziunea heliului în miezul stelei [8] .

Ramura orizontală a uriașilor

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: ramură orizontală .

Aprinderea heliului are loc diferit în funcție de masa inițială a stelei. În stelele cu masa mai mică sau egală cu 2 M ⊙ [16] nucleul devine spre sfârșitul fazei gigantice roșii suficient de dens pentru a degenera din cauza presiunii electronilor. Acest nucleu degenerat continuă să-și mărească temperatura până când atinge condițiile de aprindere pentru heliu. Inițierea fuziunii cu heliu are loc simultan în întregul nucleu într-un proces numit fulger de heliu, deoarece gazul degenerat nu reacționează la creșterea temperaturii prin expansiune. Numai atunci când temperatura atinge niveluri astfel încât să producă presiuni similare cu cea a electronilor degenerați, degenerarea este îndepărtată și nucleul se extinde [17] . În cele mai masive stele din 2 M ⊙ temperatura potrivită pentru fuziunea heliului este atinsă înainte ca nucleul să devină degenerat și, prin urmare, aprinderea heliului are loc mai încet, fără niciun fulger [18] .

Aprinderea heliului în nucleu determină expansiunea acestuia, în timp ce, dimpotrivă, straturile de suprafață ale stelei se contractă din nou. Contracția produce o creștere a temperaturii suprafeței și încetarea consecventă a mișcărilor convective și dragare. Steaua se deplasează apoi orizontal spre stânga în diagrama HR, devenind din nou mai puțin roșie și revenind la secvența principală [5] . Cele mai sărace stele ale metalelor sunt așadar dispuse de-a lungul ramurii orizontale a giganților, cele bogate în metale din așa-numitul grup roșu (literal: grup roșu ) [8] . În acest moment, steaua atinge un nou echilibru, în unele moduri similar cu cel al stelelor secvenței principale, cu diferența că energia este produsă nu prin fuziunea hidrogenului în heliu, ci de cea a heliului în carbon [19] . În orice caz, stelele aparținând ramurii orizontale și aglomerării roșii, deși poziționate aproape de secvența principală, sunt mult mai strălucitoare decât stelele secvenței principale cu masa corespunzătoare datorită cantității mai mari de energie produse într-un miez stelar mult mai fierbinte.

Ramura asimptotică a giganților

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: ramura asimptotică a giganților .
Schema structurii nucleului unui gigant roșu aparținând ramurii asimptotice

La fel cum în stelele secvenței principale există o acumulare progresivă de heliu în centrul stelei până la formarea unui nucleu inert, în același mod în care carbonul, produs prin fuziunea heliului, se acumulează încet în centrul stelelor care se găsesc.în ramura orizontală. Pe măsură ce heliul se scurge în nucleu, se contractă din nou și își crește temperatura. Apoi se formează un miez de carbon inert în centrul stelei, în timp ce reacțiile nucleare au loc într-o coajă în afara acestui miez în care heliul este topit. Chiar și mai extern, hidrogenul este topit. Această nouă configurație a structurii stelare produce o extindere a straturilor de suprafață ale stelei și o scădere a temperaturii acestora, în unele moduri paralele cu cele care caracterizează intrarea în ramura giganților roșii. Steaua se deplasează spre dreapta și în sus în diagrama HR până când traversează zona supergiganților roșii . Prin urmare, steaua intră în ramura gigantică asimptotică [20] .

Extinderea stelei este chiar mai mare decât cea care apare în ramura uriașilor roșii și luminozitatea acesteia, în consecință, mai mare [21] . O zonă de convecție este reformată la suprafață, aducând materialele prezente în zonele profunde ale stelei la suprafață. Există, prin urmare, o a doua dragare, care fiind zona convectivă mai largă decât precedenta, astfel încât să ajungă la miezul stelar, aduce la suprafață produsele procesului trei-alfa și ale procesului s , îmbogățindu-l astfel cu heliu, carbon și alte metale. [22] . În consecință, majoritatea stelelor din această fază evolutivă devin stele de carbon [23] .

Pierderea de masă cauzată de vântul stelar , neglijabilă în fazele anterioare, are loc în această fază consistentă datorită dimensiunii considerabile atinse de stea, ceea ce înseamnă că suprafețele sunt doar slab legate gravitațional. Stelele ramurii asimptotice își pierd masa prin vânturi stelare lente ( 5-30 km / s ) cu viteza de 1 × 10 −8 M ⊙ pe an [13] .

Evoluția post-AGB

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Nebuloasa protoplanetară .
Nebuloasa Ochiului de Pisică , o cunoscută nebuloasă planetară .

Stele cu o masă inițială mai mică de 8 M ⊙ nu ating niciodată în nucleul lor condiții de densitate și temperatură suficiente pentru a declanșa fuziunea carbonului [24] . În schimb, spre sfârșitul permanenței lor în ramura asimptotică a giganților, aceste stele devin din ce în ce mai instabile și suferă pulsații foarte mari în care pierd cantități tot mai mari de material [25] . La sfârșitul acestei faze evolutive, ei pierd straturile care înconjoară miezul stelar, formând o nebuloasă planetară [26] . Nucleul este din ce în ce mai expus și steaua parcurge diagrama HR de la dreapta la stânga pe măsură ce straturile interioare mai calde devin vizibile. Odată cu epuizarea heliului în nucleu, reacțiile nucleare încetează, strălucirea stelei scade și devine o pitică albă [27] . Pentru stelele cu o masă egală cu cea a Soarelui, faza gigantică durează aproximativ două miliarde de ani, sau 15% din existența sa, majoritatea fiind cheltuite în ramura giganților roșii. Faptul că stelele rămân mult mai mult în ramura gigantică roșie decât în ​​ramura orizontală sau asimptotică explică de ce stelele de primul tip sunt mult mai numeroase decât stelele celorlalte două tipuri [28] .

Stele cu masa cuprinsă între 0,3 și 0,5 M ⊙ [16] sunt suficient de masivi pentru a deveni giganți, dar nu suficient de masivi pentru a declanșa fuziunea heliului [12] . Când scapă din secvența principală din cauza lipsei de hidrogen din nucleele lor, aceste stele își măresc mărimea și luminozitatea, dar nucleul nu atinge niciodată condițiile de densitate și temperatură pentru a declanșa fulgerul de heliu. Apoi urcă pe ramura uriașilor roșii, dar la un moment dat eliberează straturile de suprafață, la fel ca și uriașii ramurii asimptotice, și devin pitici albi [16] .

Stele care nu devin uriași

Stele cu masă foarte mică și stele cu masa mai mare de 8 M ⊙ nu vor deveni niciodată giganți. Stele cu o masă mai mică de 0,35 M ⊙ sunt complet convective [29] [30] și fuzionează încet hidrogenul în heliu prin amestecarea continuă a produselor reacțiilor nucleare pe întregul volum al stelei [31] până când, după sute de miliarde de ani, doar o mică parte din steaua este compusă din hidrogen. În această perioadă lungă, temperatura și luminozitatea stelei cresc, dar steaua nu devine niciodată un gigant. Când hidrogenul este epuizat, ei devin pitici de heliu alb [12] .

Stelele foarte masive devin super-giganți și se deplasează de-a lungul unei piste evolutive orizontale pe diagrama HR până când devin supergigante roșii . Ei își încheie existența în supernove de tip II . Cele mai masive stele pot deveni direct stele Wolf-Rayet fără a trece prin faza uriașă sau supergigantă [32] [33] .

Planete

Se știe că câteva zeci de giganți roșii au planete care orbitează [34] . Dintre aceștia, giganții roșii din clasa spectrală M HD 208527 și HD 220074 și giganții din clasa K Pollux , Alrai și ι Draconis .

Posibilă habitabilitate

Deși se crede în mod tradițional că evoluția unei stele într-un gigant roșu ar face sistemul său planetar , dacă este prezent, nelocuibil, unii cercetători au sugerat că, în timpul fazei gigantului roșu, o stea din masa Soarelui ar putea găzdui un locuit zona la distanta de 2 au pentru mai mult de un miliard de ani și o zonă locuibilă de câteva sute de milioane de ani la distanță de 5 au , un moment considerat suficient pentru ca viața să se dezvolte pe o planetă care are condițiile potrivite. În faza de fuziune a heliului, pe de altă parte, zona locuibilă s-ar deplasa la o distanță între 7 și 22 au . Deoarece această fază ar dura și sute de milioane de ani, viața s-ar putea dezvolta din nou în noua zonă [35] .

Dimensiunile planetelor

Planetele gigantice care orbitează giganții roșii sunt de obicei mai masive decât cele care orbitează stelele secvenței principale. Există două explicații posibile pentru acest fapt. Primul este că stelele gigant existente în prezent sunt, în general, mai masive decât Soarele, deoarece stelele de tip solar și chiar stelele cu masă inferioară nu au avut încă timp să evolueze în giganți roșii. Întrucât steaua este în general mai masivă, cu atât planetele care o orbitează sunt mai masive, acest lucru ar explica această diferență de masă. Cu toate acestea, masa planetelor care orbitează stele gigantice nu s-ar corela cu masa stelelor; acest lucru sugerează că planetele suferă un proces de acumulare în timpul fazei gigantice roșii a stelei lor. Responsabilul acestui proces ar putea fi vântul stelar care devine mai vizibil în stelele uriașe sau evadarea stelei din lobul său Roche în timpul expansiunii sale, cu transferul consecvent al materialului de către stea pe planetă [36] .

Soarta soarelui

Mărimea Soarelui în secvența principală și în faza roșie gigant.

Se estimează că Soarele va ajunge la stadiul de uriaș roșu în aproximativ 5 miliarde de ani, când va atinge dimensiuni de la 20 (minim) la 130 de ori (maxim) mai mari decât cele actuale, aproape de 1,2 au [37] , atât de mult încât atmosfera sa externă va ajunge aproape sigur să încorporeze Mercur și Venus . Soarta planetei noastre, Pământul [37] este incertă: ar putea fi încorporată în uriașul roșu sau ar putea fi salvată, deoarece pierderea de masă de către steaua noastră și-ar lărgi orbita, care, prin urmare, ar aluneca până aproape 1.7 au [38] . Chiar dacă această plecare de la Soare ar avea loc, cea mai mare parte, dacă nu chiar toată viața de pe Pământ s-ar stinge din cauza creșterii mari a radiațiilor de la gigant [38] . În orice caz, s-a speculat că, chiar dacă Pământul s-ar îndepărta de uriaș, ar produce o „ protuberanță de maree ” pe suprafața stelei care ar urma-o pe orbita sa, încetinindu-l încet până va deveni în uriaș [28] .

După aproximativ două miliarde de ani în faza de uriaș roșu, Soarele va scoate straturile cele mai exterioare, expunându-și miezul și devenind o pitică albă [28], iar pe Pământ și pe celelalte planete exterioare nu va mai fi suficientă lumină pentru a se dezvolta. Alte forme de viață.

Exemple notabile de uriași roșii

Deși giganții roșii sunt relativ rare în comparație cu stelele secvenței principale, datorită duratei mai scurte a fazei gigantice în comparație cu secvența principală, acestea sunt totuși vizibile cu ochiul liber în număr bun datorită luminozității lor. Cel mai strălucitor gigant roșu din cer este Arcturus (α Bootis), a patra cea mai strălucitoare stea din cerul nopții , cu magnitudinea -0,05. Este o stea din clasa K, probabil în faza de fuziune a heliului [39] . Arturo este, de asemenea, cel mai apropiat gigant roșu de Pământ cu o distanță de 33,6 până la [39] . Cu o luminozitate totală de aproximativ 200 L ☉ [40] , Arturo este cel mai strălucitor obiect din gama 50 al de pe Pământ [41] .

Steaua uriașă Aldebaran .

Al doilea cel mai strălucitor gigant roșu este Aldebaran (α Tauri), a paisprezecea cea mai strălucitoare stea din cerul nopții, cu magnitudinea 0,98. Este o stea îndepărtată din clasa K 67 al de pe Pământ, a cărui stare evolutivă precisă este neclară [42] . Ținând cont de radiațiile emise în infraroșu , Aldebaran este de aproximativ 500 de ori mai luminos decât Soarele [43] .

Al treilea cel mai strălucitor gigant roșu este Gacrux (γ Crucis). Este de magnitudine 1,63 și de clasa spectrală M 88 până de pe Pământ [44] . Este o variabilă semiregulară cu perioade de variație nu bine definite [45] .

Un alt gigant roșu remarcabil este Mira (ο Ceti), prima stea variabilă care a fost descoperită, în afară de novae [46] . Este un gigant de tip M aparținând ramurii asimptotice, intrinsec foarte luminos (8.500 L ☉ ) [47] . Acesta suferă pulsații care produc variații semnificative în dimensiune și luminozitate. În perioada de aproximativ 330 de zile steaua își variază luminozitatea de la magnitudinea 3 la magnitudinea 9, devenind la minimum invizibilă cu ochiul liber. [47]

Notă

  1. ^ a b FC Adams, GJ Graves, G. Laughlin, Red Dwarfs and the End of the Main Sequence , în Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísic , vol. 22, 2004, pp. 46-49. Adus pe 7 septembrie 2015 .
  2. ^ a b Ka Chun Yu, Giants Stars ( PDF ), pe Genesis: Search for Origins , NASA. Adus la 6 septembrie 2015 .
  3. ^ Jean Tate, Red Giant , pe Universul de azi . Adus la 6 septembrie 2015 .
  4. ^ Bob King, Carbon Stars Will Make You See Red , pe Universe Astăzi , 3 decembrie 2014. Adus pe 7 septembrie 2015 .
  5. ^ a b c d Michael A. Zeilik și Stephan A. Gregory, Introductory Astronomy & Astrophysics , ediția a IV-a, Editura Saunders College, 1998, pp. 321-322, ISBN 0-03-006228-4 .
  6. ^ (EN) Elizabeth Howell,Gamma Crucis (Gamma Crucis): Cea mai apropiată stea gigantă roșie de Pământ pe Space.com. Adus în decembrie 2020 .
  7. ^ Fraser Cain, Star Luminosity . Universe Today , 6 februarie 2009. Accesat pe 7 septembrie 2015 .
  8. ^ a b c d e f Max Pettini, Post-Main Sequence Evolution: I: Solar Mass Stars ( PDF ), pe ast.cam.ac.uk , Universitatea din Cambridge. Institutul de Astronomie. Adus la 7 septembrie 2015 (arhivat din original la 23 septembrie 2015) .
  9. ^ Arnold Boothroyd, I.-Juliana Sackmann, The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge-up , în The Astrophysical Journal , vol. 510, n. 1, 1999, pp. 232-250, DOI : 10.1086 / 306546 . Adus pe 24 martie 2015 .
  10. ^ Martin Schwarzschild, On the scale of photospheric convection in red gigants and supergiants , în Astrophysical Journal , vol. 195, 1975, pp. 137–144, DOI : 10.1086 / 153313 . Adus la 25 martie 2015 .
  11. ^ Văzând inima Mira A și partenerul său , la www.eso.org , Observatorul European din Sud. Adus la 25 martie 2015 .
  12. ^ a b c d G. Laughlin, P. Bodenheimer, FC Adams, The End of the Main Sequence , în The Astrophysical Journal , vol. 482, nr. 1, 1997, pp. 420-432. Adus la 26 martie 2015 .
  13. ^ a b Max Pettini, Stellar Evolution I: Life on the Main Sequence ( PDF ), pe ast.cam.ac.uk , Institutul de Astronomie, Universitatea din Cambridge. Adus la 10 iunie 2015 (arhivat din original la 4 martie 2016) .
  14. ^ Onno Pols, Evoluția secvenței post-principale prin arderea heliului ( PDF ), pe astro.ru.nl , Departamentul de Astrofizică / IMAPP, Universitatea Radboud Nijmegen. Adus pe 10 iunie 2015 .
  15. ^ a b Jim Brainerd, Red Giant Evolution , pe The Astrophysics Spectator . Adus la 4 aprilie 2015 .
  16. ^ a b c F. Fagotto și colab. , Secvențe evolutive de modele stelare cu noi opacități radiative. IV. Z = 0,004 și Z = 0,008 , în Astronomy and Astrophysics Suppl. , vol. 105, 1994, pp. 29-38. Adus la 31 martie 2015 .
  17. ^ David Darling, Helium flash , pe Enciclopedia științelor . Adus la 26 octombrie 2015 .
  18. ^ Norbert Langer, Evoluția secvenței post-principale prin arderea heliului ( PDF ), pe astro.uni-bonn.de , Universität Bonn. Accesat la 11 decembrie 2015 (arhivat din original la 13 octombrie 2014) .
  19. ^ Giants and Supergiants , pe cronodon.com , Cronodon. Adus la 1 aprilie 2015 .
  20. ^ Falk Herwing, Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars , în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 43, nr. 1, 2005, pp. 435-479, DOI : 10.1146 / annurev.astro . 43.072103.150600 . Adus la 11 decembrie 2015 .
  21. ^ R. Guandalini, S. Cristallo, Luminozități ale stelelor gigantice asimptotice bogate în carbon în Calea Lactee , în Astronomy & Astrophysics , vol. 555, 2013, pp. id.A120, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321225 . Adus la 1 ianuarie 2016 .
  22. ^ N. Mowlavi, Cu privire la al treilea fenomen de dragare în stelele gigantice asimptotice , în Astronomy and Astrophysics , vol. 344, 1999, pp. 617-631. Adus la 11 decembrie 2015 .
  23. ^ (EN) Fraser Cain, Carbon Stars , Universe Today, februarie 2009. Adus în decembrie 2020.
  24. ^ Jim Kaler, The natures of the stars , on Stars , Universitatea din Illinois. Adus pe 2 ianuarie 2015 .
  25. ^ D. Engels, stele AGB și post-AGB , la arXiv.org , Universitatea Cornell, 12 august 2005. Adus în decembrie 2020 .
  26. ^ NT Redd, Nebuloasă planetară: gaz și praf și fără planete implicate , pe Space.com . Adus pe 2 ianuarie 2015 .
  27. ^ NT Redd, White Dwarfs: Compact Corpses of Stars , pe Space.com . Adus pe 2 ianuarie 2015 .
  28. ^ a b c Schröder, R. Connon Smith, Distant future of the Sun and Earth revisited , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 386, nr. 1, 2008, pp. 155-163, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13022.x . Adus pe 2 ianuarie 2016 .
  29. ^ A. Reiners, G. Basri, Despre topologia magnetică a stelelor parțial și complet convective , în Astronomy and Astrophysics , vol. 496, nr. 3, 2009, pp. 787-790, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200811450 . Adus la 4 aprilie 2015 .
  30. ^ Jerome James Brainerd, Main-Sequence Stars , astrophysicsspectator.com , The Astrophysics Spectator, 16 februarie 2005. Accesat la 4 aprilie 2015 .
  31. ^ Richmond Michael, Etapele târzii ale evoluției pentru stelele cu masă mică , pe spiff.rit.edu . Adus la 4 aprilie 2015 .
  32. ^ PA Crowther, Proprietățile fizice ale stelelor Wolf-Rayet , în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 45, n. 1, 2007, pp. 177-219, DOI : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110615 . Adus la 4 aprilie 2015 .
  33. ^ Georges Meynet și colab. , Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective , in Société Royale des Sciences de Liège , vol. 80, n. 39, 2011, pp. 266–278. URL consultato il 4 aprile 2015 .
  34. ^ NASA Exoplanet archive , su exoplanetarchive.ipac.caltech.edu , NASA . URL consultato il 5 aprile 2015 .
  35. ^ B. Lopez J. Schneider, WC Danchi, Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars? , in The Astrophysical Journal , vol. 627, n. 2, 2005, pp. 974–985, DOI : 10.1086/430416 . URL consultato il 5 aprile 2015 .
  36. ^ MI Jones et al. , The properties of planets around giant stars , in Astronomy & Astrophysics , vol. 566, 2014, pp. A113, DOI : 10.1051/0004-6361/201323345 . URL consultato il 4 aprile 2015 .
  37. ^ a b Richard W. Pogge, The Once and Future Sun , su New Vistas in Astronomy , The Ohio State University (Department of Astronomy), 1997. URL consultato il 9 aprile 2015 .
  38. ^ a b IJ Sackmann, AI Boothroyd, KE Kraemer, Our Sun. III. Present and Future , in Astrophysical Journal , vol. 418, 1993, p. 457, DOI : 10.1086/173407 . URL consultato il 9 aprile 2015 .
  39. ^ a b alf Boo - Red Giant Branch star , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato l'8 aprile 2015 .
  40. ^ Leen Decin, Synthetic spectra of cool stars observed with the Short-Wavelength Spectrometer: improving the models and the calibration of the instrument , Leuven, Katholieke Universiteit Leuven, 2000. URL consultato il 3 gennaio 2016 (archiviato dall' url originale il 4 ottobre 2006) .
  41. ^ Stars within 50 light years , su An Atlas of the Universe . URL consultato l'8 aprile 2015 .
  42. ^ alf Tau -- Long Period Variable candidate , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 3 gennaio 2016 .
  43. ^ L. Piau et al., Surface convection and red-giant radius measurements , in Astronomy and Astrophysics , vol. 526, 2011, pp. A100, DOI : 10.1051/0004-6361/201014442 . URL consultato l'8 aprile 2015 .
  44. ^ gam Cru -- High proper-motion Star , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 3 gennaio 2016 .
  45. ^ Gacrux , su Solstation . URL consultato l'8 aprile 2015 .
  46. ^ Hartmut Frommert, The First Known Variable Stars , su spider.seds.org . URL consultato il 9 aprile 2015 .
  47. ^ a b Jim Kaler, Mira , su Stars , University of Illinois. URL consultato il 9 aprile 2015 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh85112059 · GND ( DE ) 4178528-9
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Gigante_rossa&oldid=120580518 "