Подџин
Подџин — ѕвезда која е посветла од нормална ѕвезда од главната низа од иста ѕвездена класификација, но не толку светла како џиновските ѕвезди. Поимот подџин се применува и за одредена класа на спектрална осветленост и за фаза во ѕвезден развој.
Јеркисова сјајносна класа IV
уредиПоимот подџин за првпат бил употребен во 1930 година за ѕвездите од класата G и за ѕвездите од класата К со апсолутни величини помеѓу +2,5 и +4. Тие биле забележани како дел од континуумот на ѕвезди помеѓу очигледните ѕвезди од главната низа како што е Сонцето и очигледните џиновски ѕвезди како што е Алдебаран, иако помалку бројни од главната низа или од џиновските ѕвезди.[1]
Јеркисовата спектрална класификација е дводимензионална шема која користи комбинација на букви и броеви за да ја означи температурата на ѕвездата (на пр. A5 или M1) и римски број за да ја означи сјајноста во однос на другите ѕвезди со иста температура. Класа на осветленост IV ѕвезди се подџинови, кои се наоѓаат помеѓу ѕвезди од главната низа (класа на сјајност V) и црвени џинови (класа на осветленост III).
Наместо да се дефинираат апсолутни карактеристики, типичен пристап за одредување на класата на спектрална осветленост е да се споредат слични спектри со стандардни ѕвезди. Многу линии и профили се чувствителни на гравитацијата и затоа прават корисни индикатори за сјајност, но некои од најкорисните спектрални карактеристики за секоја спектрална класа се:[2][3]
- O: релативна јачина на Niii емисија и Heii апсорпцијата, силната емисија е посветла
- B: Балмерови линии, и јачина на Оii линии
- О: Балмерови линии, пошироките крилја значи помалку светлина
- F: јачина на линијата на Fe, Ti и Sr
- G: Sr и Fe јачина на линиите и ширина на крилата во Ca, H и K линии
- K: Ca, H, и K линии, Sr/Fe линиски соодноси и MgH и TiO јачина на линиите
- M: јачина на линијата Ca од 422,6 nm и TiO
Морган и Кинан навеле примери на ѕвезди во класа на сјајност IV кога ја воспоставиле шемата за дводимензионална класификација:[2]
- B0: γ Касиопеја, δ Скорпија
- B0.5: β Скорпија
- B1: ο Персеј, β Кефеј
- B2: γ Орион, π Скорпија, θ Змијоносец, λ Скорпија
- B2.5: γ Пегаз, ζ Касиопеја
- B3: ι Херкул
- B5: τ Херкул
- A2: β Кочијаш, λ Голема Мечка, β Змија
- A3: δ Херкул
- F2: δ Близнаци, ζ Змија
- F5: Прокион, 110 Херкул
- F6: τ Воловар, θ Воловар, γ Змија
- F8: 50 Андромеда , θ Змеј
- G0: η Воловар, ζ Херкул
- G2: μ2 Рак
- G5: μ Херкул
- G8: β Орел
- K0: η Кефеј
- K1: γ Кефеј
Подоцнежната анализа покажала дека некои од нив се измешани спектри од двојни ѕвезди, а некои се променливи, а стандардите се проширени на многу повеќе ѕвезди, но голем дел од првобитните ѕвезди сè уште се сметаат за стандарди од класата на подџиновска сјајност. Ѕвездите од О-класа и ѕвездите поладни од К1 ретко добиваат класа на подџиновска сјајност.[4]
Гранка на подџинови
уреди
Подџиновската гранка е фаза во развојот на ѕвездите со мала до средна маса. Ѕвездите со подџиновски спектрален тип не се секогаш на развојната гранка на подџин, и обратно. На пример, ѕвездите FK Com и 31 Com лежат во Херцшпрунговиот јаз и најверојатно се развојни подџинови, но и на двете често им се доделуваат класи на џиновска сјајност. Спектралната класификација може да биде под влијание на металноста, ротацијата, невообичаените хемиски особености итн. Почетните фази на гранката на подџинот во ѕвезда како Сонцето се пролонгирани со мала надворешна индикација за внатрешните промени. Еден пристап за идентификување на развојните подџинови вклучува хемиски изобилство како што е литиумот кој е исцрпен во подцинови,[5] и јачината на короналната емисија.[6]
Како што се намалува фракцијата на водородот што останува во јадрото на ѕвездата од главната низа, температурата на јадрото се зголемува и така се зголемува брзината на фузија. Ова предизвикува ѕвездите да се развиват бавно до поголема сјајност како што стареат и ја проширува лентата на главната низа во Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм.
Штом ѕвездата од главната низа ќе престане да спојува водород во своето јадро, јадрото почнува да се урива под сопствената тежина. Ова предизвикува зголемување на температурата и спојување на водородот во обвивката надвор од јадрото, што обезбедува повеќе енергија отколку согорувањето на јадрото на водород. Ѕвездите со мала и средна маса се шират и ладат додека на околу 5.000 К не почнат да ја зголемуваат сјајноста во фаза позната како гранка на црвениот џин. Преминот од главната низа кон гранката на црвени џинови е познат како гранка на подџинови. Обликот и времетраењето на подџиновската гранка варира за ѕвезди со различна маса, поради разликите во внатрешната конфигурација на ѕвездата.
Ѕвезди помалку масивни од околу 0.4 M☉ се конвективни низ поголемиот дел од ѕвездата. Овие ѕвезди продолжуваат да спојуваат водород во нивните јадра додека во суштина целата ѕвезда не се претвори во хелиум и тие не се развијат во подџинови. Ѕвездите од оваа маса имаат животен век на главната низа многу пати подолг од сегашната возраст на Универзумот.[7]
0.4 M☉ to 0.9 M☉
уреди
Ѕвездите со 40% од масата на Сонцето и поголеми имаат неконвективни јадра со силен температурен градиент од центарот кон надвор. Кога го испуштаат водородот во јадрото на ѕвездата, водородната обвивка што го опкружува централното јадро продолжува да се спојува без прекин. Ѕвездата во овој момент се смета за подџин, иако има мала промена видлива од надворешноста.[8] Како што спојуваната водородна обвивка ја претвора својата маса во хелиум, конвективниот ефект го одвојува хелиумот кон јадрото каде што многу бавно ја зголемува масата на јадрото што не се спојува од речиси чистата хелиумска плазма. Како што се случува, спојуваната водородна обвивка постепено се шири нанадвор, што ја зголемува големината на надворешната обвивка на ѕвездата до големината на субџинот од два до десет пати повеќе од првобитниот радиус на ѕвездата кога била на главната низа. Проширувањето на надворешните слоеви на ѕвездата во големината на подџинот речиси ја балансира зголемената енергија генерирана од фузијата на водородната обвивка што предизвикува ѕвездата речиси да ја одржува температурата на површината. Ова предизвикува спектралната класа на ѕвездата да се менува многу малку во долниот крај на овој опсег на ѕвездена маса. Површината на џиновската површина што ја зрачи енергијата е толку поголема што потенцијалниот околу ѕвездена погодна зона каде планетарните орбити ќе бидат во опсегот за да формираат течна вода е поместена многу подалеку во кој било планетарен систем. Површината на сферата се наоѓа како 4πr 2, така што сферата со радиус од 2 R☉ ќе ослободи 400% исто толку енергија на површината и сфера со 10 R☉ ќе ослободи 10000% исто толку енергија.
Масата на јадрото на хелиумот е под Шенберг-Чандрасехаровата граница и останува во топлинска рамнотежа со фузираната водородна обвивка. Неговата маса продолжува да се зголемува и ѕвездата многу бавно се шири додека водородната обвивка мигрира нанадвор. Секое зголемување на излезната енергија од обвивката оди во проширување на обвивката на ѕвездата и сјајноста останува приближно константна. Подџиновската гранка за овие ѕвезди е кратка, хоризонтална и многу населена, видлива во многу стари јата.[8]
По една до осум милијарди години, јадрото на хелиумот станува премногу масивно за да ја издржи сопствената тежина и станува дегенерирано. Неговата температура се зголемува, брзината на фузија во водородната обвивка се зголемува, надворешните слоеви стануваат силно конвективни, а сјајноста се зголемува при приближно иста делотворна температура. Ѕвездата тогаш е во гранката на Црвениот џин.[7]
Маса 1 to 8 M☉
уредиЅвездите масивни и поголеми од Сонцето имаат конвективно јадро на главната низа. Тие развиваат помасивно јадро на хелиум, зафаќајќи поголем дел од ѕвездата, пред да го исцрпат водородот во целиот конвективен регион. Спојувањето во ѕвездата целосно престанува и јадрото почнува да се собира и да ја зголемува температурата. Целата ѕвезда се собира и се зголемува во температурата, при што зрачената сјајност всушност се зголемува и покрај недостатокот на фузија. Ова продолжува неколку милиони години пред јадрото да стане доволно жешко за да го запали водородот во обвивката, што го менува зголемувањето на температурата и сјајноста и ѕвездата ќе почне да се шири и лади. Ова генерално е дефинирано како крај на главната низа и почеток на гранката на подџинот во овие ѕвезди.[8]
Јадрото на ѕвездите под околу 2 M☉ сè уште е под Шенберг-Чандрасехаровата границаШенберг-Чандрасехаровата граница, но фузијата на водородната обвивка брзо ја зголемува масата на јадрото над таа граница. Ѕвездите со поголема маса веќе имаат јадра над масата Шенберг-Чандрасехар кога ќе ја напуштат главната низа. Точната почетна маса на која ѕвездите ќе покажат кука и во која ќе ја напуштат главната низа со јадра над Шенберг-Чандрасехаровата граница зависи од металноста и степенот на пречекорување во конвективното јадро. Ниската металност предизвикува централниот дел дури и на јадрата со мала маса да биде конвективно нестабилен, а пречекорувањето предизвикува јадрото да биде поголемо кога водородот се исцрпува.[7]
Штом јадрото ќе ја надмине Шенберг-Чандрасехаровата граница, повеќе не може да остане во топлинска рамнотежа со водородната обвивка. Се собира и надворешните слоеви на ѕвездата се шират и ладат. Енергијата за проширување на надворешната обвивка предизвикува намалување на зрачената сјајност. Кога надворешните слоеви се ладат доволно, тие стануваат непроѕирни и ја принудуваат конвекцијата да започне надвор од обвивката што се спојува. Проширувањето престанува и зрачената осветленост почнува да се зголемува, што е дефинирано како почеток на гранката на црвениот џин за овие ѕвезди. Ѕвезди со почетна маса приближно 1–2 M☉ може да развие дегенерирано јадро на хелиум пред оваа точка и тоа ќе предизвика ѕвездата да влезе во гранката на црвениот џин како за ѕвездите со помала маса.[7]
Контракцијата на јадрото и проширувањето на обвивката е многу брза, а потребни се само неколку милиони години. Во тоа време температурата на ѕвездата ќе се олади од нејзината главна низа вредност од 6.000-30.000 К до околу 5.000 K. Релативно малку ѕвезди се гледаат во оваа фаза од нивниот развој и постои очигледен недостаток во Х–Р дијаграмот познат како Херцшпрунгов јаз. Најочигледно е во кластери стари од неколку стотици милиони до неколку милијарди години.[9]
Масивни ѕвезди
уредиНадвор од околу 8–12 M☉, во зависност од металноста, ѕвездите имаат врели масивни конвективни јадра на главната низа поради фузија на јаглеродно-азотно-кислородниот циклус. Спојувањето на водородната обвивка и последователната фузија на хелиумот на јадрото започнуваат брзо по исцрпувањето на јадрото на водородот, пред ѕвездата да стигне до гранката на црвениот џин. Таквите ѕвезди, на пример ѕвездите од раната главна низа B, доживуваат кратка и скратена гранка на подџинови пред да станат суперџинови. Ним, исто така, може да им се додели џиновска класа на спектрална осветленост за време на оваа транзиција.[10]
Во многу масивни ѕвезди од главната низа од О-класа, преминот од главна низа во џин во суперџин се случува во многу тесен опсег на температура и сјајност, понекогаш дури и пред да заврши фузијата на водородот на јадрото, а класата на подџинови ретко се користи. Вредностите за површинската гравитација, log(g), на ѕвездите од О-класа се околу 3,6 cgs за џините и 3,9 за џуџињата.[11] За споредба, типичните вредности на log(g) за ѕвездите од К класа се 1,59 (Алдебаран) и 4,37 ( Алфа Кентаур), оставајќи многу простор за класификација на подџиновите како η Цефеја со log(g) од 3,47. Примери на масивни подџиновски ѕвезди вклучуваат <sup id="mwqw">θ2</sup> Орион А и примарна ѕвезда од системот δ Шестар, и двете ѕвезди од класата О со маса од над 20 M☉ .
Својства
уредиОваа табела го прикажува типичниот век на траење на главната секвенца (MS) и гранката на подџинот (SB), како и секое времетраење на куката помеѓу исцрпувањето на водородот на јадрото и почетокот на согорувањето на обвивката, за ѕвезди со различна почетна маса, сите со соларна металност (Z = 0,02). Исто така, прикажани се масата на јадрото на хелиумот, површинската делотворна температура, радиусот и сјајноста на почетокот и на крајот на гранката на субџинот за секоја ѕвезда. Крајот на подџиновската гранка е дефиниран дека е кога јадрото станува дегенерирано или кога сјајноста почнува да се зголемува.[8]
| Маса (M☉) |
MS (Години) | Hook (Години) | SB (Години) |
Почеток | Крај | Примерок | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| He Core (M☉) | Teff (K) | Полупречник (R☉) | Сјајност (L☉) | He Core (M☉) | Teff (K) | Полупречник (R☉) | Сјајност (L☉) | |||||
| 0.6 | 58.8 | N/A | 5,100 | 0.047 | 4,763 | 0.9 | 0.3 | 0.10 | 4,634 | 1.2 | 0.6 | |
| 1.0 | 9.3 | N/A | 2,600 | 0.025 | 5,766 | 1.2 | 1.5 | 0.13 | 5,034 | 2.0 | 2.2 | Сонце |
| 2.0 | 1.2 | 10 | 22 | 0.240 | 7,490 | 3.6 | 36.6 | 0.25 | 5,220 | 5.4 | 19.6 | Сириус |
| 5.0 | 0.1 | 0.4 | 15 | 0.806 | 14,544 | 6.3 | 1,571.4 | 0.83 | 4,737 | 43.8 | 866.0 | Алкаид |
Генерално, ѕвездите со помала металност се помали и пожешки од ѕвездите со поголема металност. За подџиновите, ова е усложено од различни возрасти и основни маси при исклучување на главната низа. Ѕвездите со ниска металност развиваат поголемо јадро на хелиум пред да ја напуштат главната низа, па оттука ѕвездите со помала маса покажуваат кука на почетокот на гранката на подџинот. Масата на јадрото на хелиумот на Z=0,001 (крајно население II) 1 M☉ ѕвездата на крајот од главната низа е речиси двојно поголема од ѕвездата Z=0,02 (население I). Ѕвездата со ниска металност е исто така над 1.000 K потопла и двојно посветла на почетокот на гранката на џинов. Разликата во температурата е помалку изразена на крајот на гранката на субџинот, но ѕвездата со ниска металност е поголема и речиси четири пати посветла. Слични разлики постојат и во развојот на ѕвездите со другите маси, а клучните вредности како што е масата на ѕвезда која ќе стане суперџин наместо да стигне до гранката на црвениот џин се помали при ниска металност.[8]
Подцинови во ХР-дијаграмот
уреди
Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм) е расејување на ѕвезди со температура или спектрален тип на оската x и апсолутна величина или сјајност на y-оската. H–R дијаграмите на сите ѕвезди, покажуваат јасна дијагонална лента на главната низа која содржи мнозинство ѕвезди, значителен број црвени џинови (и бели џуџиња ако се забележани доволно слаби ѕвезди), со релативно малку ѕвезди во другите делови на дијаграмот.
Подџиновите заземаат област над ѕвездите од главната низа и под џиновските ѕвезди. Има релативно малку на повеќето H–R дијаграми бидејќи времето поминато како подџин е многу помало од времето поминато на главната низа или како џиновска ѕвезда. Жешките подџинови од класа B едвај се разликуваат од ѕвездите од главната низа, додека поладните подџинови пополнуваат релативно голема празнина помеѓу студените ѕвезди од главната низа и црвените џинови. Под приближно спектралниот тип К3, регионот помеѓу главната низа и црвените џинови е целосно празен, без подџинови.[2]
Ѕвездените развојни патеки може да се нацртаат на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. За одредена маса, тие ја следат позицијата на ѕвездата во текот на нејзиниот живот, и покажуваат патека од почетната позиција на главната низа, по должината на гранката на подџинот, до џиновската гранка. Кога Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм е нацртан за група ѕвезди кои сите имаат иста возраст, како што е јатото, подџиновската гранка може да биде видлива како лента од ѕвезди помеѓу точката на исклучување на главната низа и гранката на црвениот џин. Подџиновската гранка е видлива само ако кластерот е доволно стар од 1–8 M☉Ѕвездите се развивале далеку од главната низа, за што се потребни неколку милијарди години. збиените јата како што се ω Кентаури и старите отворени кластери како што е М67 се доволно стари што покажуваат изразена субџинска гранка во нивните дијаграми со големина на боја. ω Кентаур всушност покажува неколку одделни подџиновски гранки од причини кои сè уште не се целосно разбрани, но се чини дека претставуваат ѕвездени населенија од различна возраст во кластерот.[13]
Променливост
уредиНеколку типови на променливи ѕвезди вклучуваат подџинови:
- Променливи од Бета Кефеј, рана главна низа Б и ѕвезди подџинови
- Бавнопулсирачки ѕвезди од типот B, главна низа од средна до доцна B и ѕвезди поtџинови
- Променливи од Делта Штит , доцна А и рана F главната низа и ѕвезди подџинови
Подџиновите помасивни од сонцето минуваат низ појасот за нестабилност на Кафеидите, наречен прв премин бидејќи подоцна може повторно да ја преминат лентата на сина јамка. Во 2 – 3 M☉ опсег, ова ги вклучува променливите Delta Scuti како β Cas.[14] При повисоки маси ѕвездите би пулсираат како класични цефеиди променливи додека ја преминуваат лентата на нестабилност, но масивниот развој на подџиновите е многу брза и тешко е да се забележат примери. SV Vulpeculae беше предложен како подџин на неговиот прв премин [15] но последователно беше утврдено дека е на неговиот втор премин [16]
Планети
уредиПланетите во орбитата околу подџиновите ги вклучуваат Kappa Andromedae b,[17] Кеплер-36b и c,[18][19] TOI-4603 b [20] и HD 224693 b.[21]
Наводи
уреди- ↑ Sandage, Allan; Lubin, Lori M.; Vandenberg, Don A. (2003). „The age of the oldest stars in the local galactic disk from Hipparcos Parallaxes of G and K subgiants“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (812): 1187–1206. arXiv:astro-ph/0307128. Bibcode:2003PASP..115.1187S. doi:10.1086/378243.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An Atlas of Stellar Spectra, with an Outline of Spectral Classification. Chicago, IL: University of Chicago Press. Bibcode:1943assw.book.....M. LCCN 43-2093.
- ↑ Gray, Richard O.; Corbally, Christopher (2009). Stellar Spectral Classification. Princeton University Press. Bibcode:2009ssc..book.....G.
- ↑ Garcia, B. (1989). „A list of MK standard stars“. Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36...27G.
- ↑ Lèbre, A.; De Laverny, P.; De Medeiros, J. R.; Charbonnel, C.; Da Silva, L. (1999). „Lithium and rotation on the subgiant branch. I. Observations and spectral analysis“. Astronomy and Astrophysics. 345: 936. Bibcode:1999A&A...345..936L.
- ↑ Ayres, Thomas R.; Simon, Theodore; Stern, Robert A.; Drake, Stephen A.; Wood, Brian E.; Brown, Alexander (1998). „The Coronae of Moderate-Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump“. The Astrophysical Journal. 496 (1): 428–448. Bibcode:1998ApJ...496..428A. doi:10.1086/305347.
- ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). „Evolution of Stars and Stellar Populations“. Evolution of Stars and Stellar Populations: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
- ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). „Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
- ↑ Mermilliod, J. C. (1981). „Comparative studies of young open clusters. III – Empirical isochronous curves and the zero age main sequence“. Astronomy and Astrophysics. 97: 235. Bibcode:1981A&A....97..235M.
- ↑ Hurley, Jarrod R.; Pols, Onno R.; Tout, Christopher A. (2000). „Comprehensive analytic formulae for stellar evolution as a function of mass and metallicity“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 315 (3): 543. arXiv:astro-ph/0001295. Bibcode:2000MNRAS.315..543H. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x.
- ↑ Martins, F.; Schaerer, D.; Hillier, D. J. (2005). „A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars“. Astronomy and Astrophysics. 436 (3): 1049–1065. arXiv:astro-ph/0503346. Bibcode:2005A&A...436.1049M. doi:10.1051/0004-6361:20042386.
- ↑ Sarajedini, Ata (1999). „WIYN Open Cluster Study. III. The Observed Variation of the Red Clump Luminosity and Color with Metallicity and Age“. The Astronomical Journal. 118 (5): 2321–2326. Bibcode:1999AJ....118.2321S. doi:10.1086/301112.
- ↑ Pancino, E.; Mucciarelli, A.; Sbordone, L.; Bellazzini, M.; Pasquini, L.; Monaco, L.; Ferraro, F. R. (2011). „The subgiant branch ofω Centauri seen through high-resolution spectroscopy“. Astronomy & Astrophysics. 527: A18. arXiv:1012.4756. Bibcode:2011A&A...527A..18P. doi:10.1051/0004-6361/201016024.
- ↑ Ayres, Thomas R. (1984). „A Far-Ultraviolet Study of the Bright Delta Scuti Variable Beta Cassiopeia“. IUE Proposal ID #DSGTA: 1747. Bibcode:1984iue..prop.1747A.
- ↑ Luck, R. E.; Kovtyukh, V. V.; Andrievsky, S. M. (2001). „SV Vulpeculae: A first crossing Cepheid?“. Astronomy and Astrophysics. 373 (2): 589. Bibcode:2001A&A...373..589L. doi:10.1051/0004-6361:20010615.
- ↑ Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. (2004). „On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae“. Astronomy and Astrophysics. 423: 335–340. Bibcode:2004A&A...423..335T. doi:10.1051/0004-6361:20040163.
- ↑ Plait, Phil. "Astronomers Take a Picture of a Planet Orbiting Another Star". Accessed 1 Feb. 2018
- ↑ Carter, Joshua A.; Agol, Eric; Chaplin, William J.; Basu, Sarbani; Bedding, Timothy R.; Buchhave, Lars A.; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Deck, Katherine M.; Elsworth, Yvonne (2012-08-03). „Kepler-36: A Pair of Planets with Neighboring Orbits and Dissimilar Densities“. Science. 337 (6094): 556–559. arXiv:1206.4718. Bibcode:2012Sci...337..556C. doi:10.1126/science.1223269. ISSN 0036-8075. PMID 22722249.
- ↑ Vissapragada, Shreyas; Jontof-Hutter, Daniel; Shporer, Avi; Knutson, Heather A.; Liu, Leo; Thorngren, Daniel; Lee, Eve J.; Chachan, Yayaati; Mawet, Dimitri (2020-02-13). „Diffuser-Assisted Infrared Transit Photometry for Four Dynamically Interacting \textit{Kepler} Systems“. The Astronomical Journal. 159 (3): 108. arXiv:1907.04445. doi:10.3847/1538-3881/ab65c8. ISSN 1538-3881.
- ↑ Khandelwal, Akanksha; Sharma, Rishikesh; Chakraborty, Abhijit; Chaturvedi, Priyanka; Ulmer-Moll, Solène; Ciardi, David R.; Boyle, Andrew W.; Baliwal, Sanjay; Bieryla, Allyson (2023-04-01). „Discovery of a massive giant planet with extreme density around the sub-giant star TOI-4603“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 672: L7. arXiv:2303.11841. Bibcode:2023A&A...672L...7K. doi:10.1051/0004-6361/202245608. ISSN 0004-6361.
- ↑ "Planet HD 224693 b", Extrasolar Planet Encyclopaedia. Accessed 1 Feb. 2018
Библиографија
уреди- Vassiliadis, E.; Wood, P. R. (1993). „Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss“. Astrophysical Journal. 413: 641. Bibcode:1993ApJ...413..641V. doi:10.1086/173033.
- Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). „Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
- Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). „Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M?, and from Z=0.0004 to 0.03“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 141 (3): 371–383. arXiv:astro-ph/9910164. Bibcode:2000A&AS..141..371G. doi:10.1051/aas:2000126. S2CID 14566232.