Субгиант

Субгиант гигантские -это звезда , которая ярче обычной звезды основной последовательности того же спектрального класса , но не такая яркая, как звезды . Термин подчинент применяется как к конкретному классу спектральной светимости , так и к стадии эволюции звезды .

Eerkes Luminosity Class IV

Термин «субгигант» был впервые использован в 1930 году для класса G и ранних k звезд с абсолютными величинами между +2,5 до +4. Они были отмечены как часть континуума звезд между очевидными звездами основной последовательности, такими как The Sun и очевидные гигантские звезды, такие как Aldebaran , хотя и менее многочисленны, чем основная последовательность или гигантские звезды. ^{[ 1 ]}

Система спектральной классификации Yerkes представляет собой двумерную схему, которая использует комбинацию букв и чисел для обозначения этой температуры звезды (например, A5 или M1) и римского цифра , чтобы указать светимость относительно других звезд той же температуры. Звезды Luminosity Class IV-это субгианты, расположенные между звездами основной последовательности (класс V) и красными гигантами (Luminosity Class III).

Вместо того, чтобы определять абсолютные признаки, типичным подходом к определению спектрального класса светимости является сравнение сходных спектров с стандартными звездами. Многие линии и профили чувствительны к гравитации и, следовательно, делают полезные показатели светимости, но некоторые из наиболее полезных спектральных функций для каждого спектрального класса: ^{[ 2 ]}^{[ 3 ]}

O: относительная сила n ⁱⁱⁱ Эмиссия и он ^II поглощение, сильное излучение более свето
B: линий Balmer профили , и сила O ^II линии
A: Balmer профили линий , более широкие крылья означает менее светящиеся
F: Сильные стороны линии Fe , Ti и Sr
G: Сильные стороны линии SR и FE и ширина крыльев в линиях CA , H и K
K: CA , H и K Line Profiles , SR / FE отношения линий MGH и TIO , а также прочность на линии
M: сила линии CA 422,6 нм и TIO полос

Морган и Кинан перечислены примеры звезд в Luminosity Class IV, когда они установили двухмерную схему классификации: ^{[ 2 ]}

B0: γ Cassiopeia , Δ scorpii
B0.5: β Scorpii
B1: ο Perseus , β Cephei
B2: γ Orion , π Scorpii , θ Ophiuchi , λ Scorpii
B2.5: γ Pegasi , ζ cassiopeia
B3: ι Hercules
B5: τ hercules
A2: β -драйверы , мэр λ Ursa , β -змея
A3: Δ hercules
F2: Δ Gemini , ζ змея
F5: Procyon , 110 Hercules
F6: τ Boot , θ Boötis , γ -змея
F8: 50 Andromedae , θ Dragon
G0: η bootis , ζ hercules
G2: μ ² Рак
G5: μ Hercules
G8: β -орл
K0: η cepsi
K1: γ Cephei

Более поздний анализ показал, что некоторые из них были смешанными спектрами от двойных звезд, а некоторые были переменными, а стандарты были расширены до гораздо большего количества звезд, но многие из оригинальных звезд все еще считаются стандартами класса Subgiant Luminosity. Звезды O-класса и звезды, прохладные, чем K1, редко получают классы Subgiant Luminosity. ^{[ 4 ]}

Субгиантная ветвь

Подразделение является стадией эволюции звезд с низкой и промежуточной массой. Звезды с субгиантным спектральным типом не всегда находятся на эволюционной подсчете, и наоборот. Например, звезды FK COM и 31 COM находятся в Gertzsprung Gap и, вероятно, являются эволюционными субгиантами, но оба часто назначают гигантские классы Luminosity. Спектральная классификация может зависеть от металличности, вращения, необычных химических особенностей и т. Д. На исходных этапах подгинной ветви в звезде, как солнце, продлены с небольшим внешним указанием внутренних изменений. Один из подходов к выявлению эволюционных субгиантов включает химическую численность, такие как литий, который истощен в субгигантах, ^{[ 5 ]} и сила корональной эмиссии. ^{[ 6 ]}

По мере уменьшения фракции водорода, оставшейся в ядре основной звезды последовательности, температура ядра увеличивается , и поэтому скорость слияния увеличивается. Это заставляет звезды медленно развиваться до более высокой светимости, когда они стареют и расширяют основную полосу последовательности на диаграмме Герцспрон -Русселя .

После того, как звезда основной последовательности перестает сливать водород в его ядре, ядро начинает ругаться под собственным весом. Это приводит к повышению температуры и предохранителей водорода в оболочке вне ядра, что обеспечивает больше энергии, чем сжигание водорода. Звезды с низкой и промежуточной массой расширяются и охлаждаются до 5000 К, они начинают увеличиваться в светимости в стадии, известной как красная ветвь . Переход от основной последовательности к красной гигантской ветви известен как подпадающая ветвь. Форма и продолжительность подгинной ветви варьируются для звезд разных масс из -за различий во внутренней конфигурации звезды.

Очень низкие звезды

Звезды менее массивны , чем около 0,4 м _☉, являются конвективными на протяжении большей части звезды. Эти звезды продолжают объединять водород в своих ядрах, пока по существу вся звезда не будет преобразована в гелий, и они не развиваются в субгиганты. Звезды этой мессы имеют время жизни основной последовательности во много раз дольше, чем нынешний возраст вселенной. ^{[ 7 ]}

0,4 `м` _От до 0,9 `м` _☉

Звезды с 40 процентами массы солнца и более крупными имеют неконфекционные ядра с сильным градиентом температуры от центра наружу. Когда они истощают водород в ядре звезды, оболочка водорода, окружающая центральное ядро, продолжает сливаться без перерыва. Звезда считается субгиантом на этом этапе, хотя с внешней стороны мало изменений. ^{[ 8 ]} По мере того, как раковина водорода превращает свою массу в гелий, конвективный эффект отделяет гелий в направлении ядра, где он очень медленно увеличивает массу неразличивающего ядра почти чистой гелии плазмы. По мере того, как это происходит, раковина водорода постепенно расширяется наружу, что увеличивает размер внешней оболочки звезды до размера подгинта от двух до десяти раз превышает исходный радиус звезды, когда она была на основной последовательности. Расширение внешних слоев звезды в размер подгинта почти уравновешивает увеличение энергии, генерируемой слиянием оболочки водорода, вызывая звезду почти поддерживать температуру поверхности. Это приводит к тому, что спектральный класс звезды очень мало меняется в нижнем конце этого диапазона звездной массы. Площадь поверхности подгинта, излучающая энергию, намного больше, что потенциальная обстоятельская обитаемая зона , где планетарные орбиты будут находиться в диапазоне, образуя жидкую воду, намного дальше перемещается в любую планетарную систему. Площадь поверхности сферы найдена как 4πr ² Таким образом, сфера с радиусом 2 r _☉ выпустит на 400% столько энергии на поверхности, а сфера с 10 r _☉ выпустит 10000% столько энергии. ^{[ Цитация необходима ]}

Масса ядра гелия находится ниже предела Шонберга -Чандрасекхара , и она остается в термическом равновесии с плавкой водородной оболочкой. Его масса продолжает расти, и звезда очень медленно расширяется, когда оболочка водорода мигрирует наружу. Любое увеличение выработки энергии от оболочки переходит в расширение оболочки звезды, а светимость остается примерно постоянной. Подразделение этих звезд - короткая, горизонтальная и сильно населенная, как видно в очень старых кластерах. ^{[ 8 ]}

После одного до восьми миллиардов лет гелиевое ядро становится слишком массивным, чтобы поддерживать свой вес и становится вырожденным. Его температура повышается, скорость слияния в оболочке водорода увеличивается, внешние слои становятся сильно конвективными, а светимость увеличивается примерно при такой же эффективной температуре. Звезда сейчас на красной ветви . ^{[ 7 ]}

Месса от 1 до 8 `м` _☉

Звезды, как массивные и больше, чем солнце, имеют конвективное ядро в основной последовательности. У них развивается более массивное гелиевое ядро, которое занимает большую часть звезды, прежде чем исчерпывать водород во всей конвективной области. Слияние в звезде полностью прекращается, и ядро начинает сокращаться и повышать температуру. Вся звезда сокращается и повышает температуру, с излученной светимостью фактически увеличивается, несмотря на отсутствие слияния. Это продолжается в течение нескольких миллионов лет, прежде чем ядро становится достаточно горячим, чтобы воспламенить водород в оболочке, что меняет температуру и повышение светимости, и звезда начинает расширяться и охлаждать. Этот крючок обычно определяется как конец основной последовательности и начало подпадного ветви в этих звездах. ^{[ 8 ]}

Ядро звезд ниже около 2 М _☉ все еще ниже предела Шонберга -Чандрасекхара , но слияние оболочки водорода быстро увеличивает массу ядра за пределами этого предела. Более массивные звезды уже имеют ядра над массой Шонберга-Чандрасекхар, когда они покидают основную последовательность. Точная начальная масса, на которой звезды будут показывать крючок, и в котором они оставят основную последовательность с ядрами над пределом Шонберга -Чандрасекхара, зависят от металличности и степени перерыва в конвективном ядре. Низкая металличность приводит к тому, что центральная часть даже низких кернов массы будет конвективно нестабильной, а перехват приводит к тому, что ядро вызывает большее, когда водород исчерпывается. ^{[ 7 ]}

Как только ядро превышает ограничение C - R, оно больше не может оставаться в термическом равновесии с оболочкой водорода. Он сокращается, а внешние слои звезды расширяются и прохладны. Энергия для расширения внешней оболочки приводит к снижению излучаемой светимости. Когда внешние слои достаточно остывают, они становятся непрозрачной и заставляют конвекцию, чтобы начать за пределами плавной оболочки. Расширение останавливается, и излучаемая светимость начинает увеличиваться, что определяется как начало красной гигантской ветви для этих звезд. Звезды с начальной массой примерно 1–2 м _☉ могут разработать вырожденное гелиевое ядро до этой точки, и это заставит звезду войти в красную гигантскую ветку, как для звезд нижней массы. ^{[ 7 ]}

Основное сокращение и расширение конверта очень быстрое, что занимает всего несколько миллионов лет. За это время температура звезды будет остыть от ее основной стоимости последовательности от 6000–30 000 К до около 5000 К. На этой стадии их эволюции наблюдается относительно несколько звезд, и в диаграмме H - R есть очевидное отсутствие. Герцспрунг разрыв . Это наиболее очевидно в кластерах от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет. ^{[ 9 ]}

Массивные звезды

Примерно примерно 8–12 м _☉ , в зависимости от металличности, звезды имеют горячие массивные конвективные ядра на основной последовательности из -за слияния цикла CNO . Слияние оболочки водорода и последующее слияние гелиевого гелия начинаются быстро после истощения ядра водорода, прежде чем звезда сможет достичь красной гигантской ветви. Такие звезды, например, ранние B -звезды B -последовательности, испытывают краткую и сокращенную подпадку ветви, прежде чем стать супергигантами . Им также может быть назначен гигантский спектральный класс светимости во время этого перехода. ^{[ 10 ]}

В очень массивных звездах основных последовательностей O-класса переход от основной последовательности к гиганту к супергианту происходит в очень узком диапазоне температуры и светимости, иногда даже до окончания основного слияния водорода, и класс подганта редко используется. Значения для поверхностной гравитации, log (g), звезд O-класса составляют около 3,6 CG для гигантов и 3,9 для карликов. ^{[ 11 ]} Для сравнения, типичные значения log (g) для звезд класса K составляют 1,59 ( альдебаран ) и 4,37 ( α centauri b ), оставляя много возможностей для классификации субггантов, таких как η cephei с log (g) 3,47. Примеры массивных субгиантных звезд включают θ ² Orionis A и первичная звезда Δ Circini System , оба класса O звезды с массами более 20 м _☉ .

Характеристики

В этой таблице показаны типичные времена жизни на основной последовательности (MS) и подгентской ветви (SB), а также любую продолжительность крючка между истощением водорода и началом сжигания оболочки, для звезд с разными начальными массами, все при солнечной металличности (Z = 0,02). Также показаны масса ядра гелия, эффективная поверхностная температура, радиус и светимость в начале и в конце подгентской ветви для каждой звезды. Конец подгинной ветви определяется как, когда ядро становится вырожденным или когда светимость начинает увеличиваться. ^{[ 8 ]}

Масса ( `M` _☉)	MS (Gyrs)	Крюк (м всего лишь	Сб (Myrs)	Начинать				Конец				Пример
Масса ( `M` _☉)	MS (Gyrs)	Крюк (м всего лишь	Сб (Myrs)	Он ядро ( `м` _☉ )	T _eff (k)	Радиус ( `r` _☉ )	Светимость ( `L` _☉ )	Он ядро ( `м` _☉ )	T _eff (k)	Радиус ( `r` _☉ )	Светимость ( `L` _☉ )	Пример
0.6	58.8	N/a	5,100	0.047	4,763	0.9	0.3	0.10	4,634	1.2	0.6	Лакайл 8760
1.0	9.3	N/a	2,600	0.025	5,766	1.2	1.5	0.13	5,034	2.0	2.2	Солнце
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	Взрослые

В целом, звезды с более низкой металличностью меньше и горячее, чем звезды с более высокой металличностью. Для субгигантов это осложняется разным возрастом и основными массами при основной сдаче последовательности . Звезды с низкой металличностью развивают более крупное гелиевое ядро, прежде чем покинуть основную последовательность, следовательно, звезды с более низкими массовыми звездами показывают крюк в начале подпадного ветви. Масса ядра гермея z = 0,001 (экстремальная популяция II ) 1 м _☉ звезды в конце основной последовательности почти вдвое больше, чем у z = 0,02 ( популяция I ) звезды. Звезда с низкой металличностью также более 1000 К горячее и в два раза больше светящейся в начале отделения. Разница в температуре менее выражена в конце подгинной ветви, но звезда с низкой металличностью больше и почти в четыре раза больше светящейся. Подобные различия существуют в эволюции звезд с другими массами, и ключевые значения, такие как масса звезды, которая станет сверхгигантом вместо того, чтобы достигать красной гигантской ветви, ниже при низкой металличности. ^{[ 8 ]}

Субгианты на диаграмме H - R

H-R Diammame of the Entie Hipparos Catia

Диаграмма Hertzsprung-Russell (H-R) представляет собой график рассеяния звезд с температурой или спектральным типом на оси X и абсолютной величине или светимость на оси Y. Диаграммы H - R всех звезд показывают четкую диагональную основную полосу последовательности, содержащую большинство звезд, значительное количество красных гигантов (и белые карлики, если наблюдаются достаточно слабые звезды), с относительно небольшим количеством звезд в других частях диаграммы.

Субгьянты занимают область выше (то есть более светящейся, чем) главные звезды последовательности и под гигантскими звездами. На большинстве диаграмм H - R существует относительно мало, потому что время, проведенное в качестве подгинта, намного меньше, чем время, проведенное на основной последовательности, или в качестве гигантской звезды. Горячий, класс B, субгианты едва отличаются от главных звезд последовательности, в то время как более прохладные субгиганты заполняют относительно большой зазор между прохладными главными звездами последовательности и красными гигантами. Ниже приблизительно спектрального типа K3 область между основной последовательности и красными гигантами полностью пуста, без субгиантов. ^{[ 2 ]}

Звездные эволюционные следы могут быть построены на диаграмме H - R. Для конкретной массы они прослеживают положение звезды на протяжении всей своей жизни и показывают трек из начальной позиции основной последовательности вдоль подпадного ветви, до гигантской ветки. Когда диаграмма H - R предназначена для группы звезд, которые имеют одинаковый возраст, такой как кластер, подгряная ветвь может быть видна как полоса звезд между основной точкой отказа последовательности и красной гигантской ветвью. Подразделение видно только в том случае, если кластер достаточно старый, что 1–8 М _☉ звезд эволюционировали от основной последовательности, которая требует нескольких миллиардов лет. Гроулярные кластеры, такие как ω centauri и старые открытые кластеры, такие как M67 , достаточно старые, и они показывают ярко выраженную подгрязную ветвь в своих диаграммах цветов . ω centauri фактически показывает несколько отдельных подпадных ветвей по причинам, которые до сих пор не до конца понятны, но, по -видимому, представляют собой звездные популяции разных возрастов в кластере. ^{[ 13 ]}

Изменчивость

Несколько типов переменной звезды включают субгианты:

Beta Cephei переменные , ранняя B Основная последовательность и субгиантские звезды
Медленно пульсирующие звезды B-типа , основная последовательность средней и поздней B и Subgiant Stars
Переменные Delta Scuti , поздние A и ранняя F -последовательность и субгиантские звезды

Субгьянты более массивны, чем солнце пересекают цефеида полосу нестабильности , называемые первым пересечением , так как они могут снова пересечь полосу на синей петле . В диапазоне 2 - 3 м _☉ это включает в себя переменные Delta Scuti, такие как β CAS . ^{[ 14 ]} В более высоких массах звезды будут пульсировать как классические переменные цефеида при пересечении полосы нестабильности, но массивная эволюция подгинта очень быстрая, и трудно обнаружить примеры. SV vulpeculae был предложен в качестве подгинта на первом пересечении ^{[ 15 ]} но впоследствии был полон решимости быть на его втором пересечении ^{[ 16 ]}

Планеты

Планеты на орбите вокруг Subgiant Stars включают Kappa Andromedae B , ^{[ 17 ]} Кеплер-36 B и C, ^{[ 18 ]}^{[ 19 ]} To-4603 б ^{[ 20 ]} и HD 224693 б . ^{[ 21 ]}

Ссылки

^ Сандаж, Аллан; Любин, Лори М.; Ванденберг, Дон А. (2003). «Возраст старейших звезд на местном галактическом диске от Hipparcos параллаксов субгиантов G и K». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 115 (812): 1187–1206. Arxiv : Astro-ph/0307128 . Bibcode : 2003pasp..115.1187s . doi : 10.1086/378243 . S2CID 7159325 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филипп Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров, с контуром спектральной классификации . Чикаго, Иллинойс: Университет Чикагской Прессы. Bibcode : 1943assw.book ..... m . LCCN 43-2093 .
^ Грей, Ричард О.; Корбалли, Кристофер (2009). Звездная спектральная классификация . ПРИЗНАЯ УНИВЕРСИТЕТА ПРИСЕТА. Bibcode : 2009ssc..book ..... g .
^ Гарсия, Б. (1989). «Список стандартных звезд MK». Информационный бюллетень звездного центра обработки данных . 36 : 27. Bibcode : 1989bicds..36 ... 27G .
^ Lèbre, A.; Де Лаверни, П.; De Medeiros, Jr; Charbonnel, C.; Da Silva, L. (1999). «Литий и вращение на подгентской ветви. I. Наблюдения и спектральный анализ». Астрономия и астрофизика . 345 : 936. Bibcode : 1999a & A ... 345..936L .
^ Айрес, Томас Р.; Саймон, Теодор; Стерн, Роберт А.; Дрейк, Стивен А.; Вуд, Брайан Э.; Браун, Александр (1998). «Короны гигантов умеренной массы в Герцспрон-разрыве и комков» . Астрофизический журнал . 496 (1): 428–448. Bibcode : 1998Apj ... 496..428a . doi : 10.1086/305347 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (2005). «Эволюция звезд и звездных популяций» . Эволюция звезд и звездных популяций : 400. Bibcode : 2005essp.book ..... s .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Херли, Джаррод Р.; Tout, Christopher A.; Эгглтон, Питер П. (1998). «Звездные модели эволюции для z = 0,0001 до 0,03» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Bibcode : 1998mnras.298..525p . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
^ Mermilliod, JC (1981). «Сравнительные исследования молодых открытых кластеров. III - эмпирические изохронные кривые и основная последовательность нулевого возраста». Астрономия и астрофизика . 97 : 235. Bibcode : 1981a & A .... 97..235m .
^ Херли, Джаррод Р.; Pols, Onno R.; Tout, Christopher A. (2000). «Комплексные аналитические формулы для звездной эволюции как функция массы и металличности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 315 (3): 543. Arxiv : Astro-ph/0001295 . Bibcode : 2000mnras.315..543H . doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x . S2CID 18523597 .
^ Martins, F.; Schaerer, D.; Hillier, DJ (2005). «Новая калибровка звездных параметров галактических звезд». Астрономия и астрофизика . 436 (3): 1049–1065. Arxiv : Astro-ph/0503346 . Bibcode : 2005a & A ... 436.1049M . doi : 10.1051/0004-6361: 20042386 . S2CID 39162419 .
^ Сараджедини, Ата (1999). «Wiyn Open Cluster Research. III. Наблюдаемое изменение светимости и цвета красного комки с металличностью и возрастом» . Астрономический журнал . 118 (5): 2321–2326. Bibcode : 1999aj .... 118.2321s . doi : 10.1086/301112 .
^ Живот, E.; Mucciarelli, A.; Sbordone, L.; Bellazzini, M.; Pasquini, L.; Monaco, L.; Ferraro, FR (2011). «Подгряная ветвь Dreati Centauri, наблюдаемая с помощью спектроскопии с высоким разрешением». Астрономия и астрофизика . 527 : A18. Arxiv : 1012.4756 . Bibcode : 2011a & A ... 527a..18p . Doi : 10.1051/0004-6361/201016024 . S2CID 54951859 .
^ Айрес, Томас Р. (1984). «Дальнее ультравиолетовое исследование яркой дельты-переменной бета-кассиопеи». IUE ID Предложения #DSGTA : 1747. BIBCODE : 1984iue..prop.1747a .
^ Удача, re; Kovtyukh, VV; Андриевский, С.М. (2001). "SV vulpeculae: первая пересекающая цефейда?" Полем Астрономия и астрофизика . 373 (2): 589. Bibcode : 2001a & A ... 373..589L . doi : 10.1051/0004-6361: 20010615 .
^ Тернер, DG; Бердников, Л.Н. (2004). «В режиме пересечения длиннопериодного Cepheid SV vulpeculae» . Астрономия и астрофизика . 423 : 335–340. Bibcode : 2004a & A ... 423..335t . doi : 10.1051/0004-6361: 20040163 .
^ Пласт, Фил. «Астрономы сфотографируют планету, вращающуюся на другой звезде» . Доступ 1 февраля 2018 года
^ Картер, Джошуа А.; Агол, Эрик; Чаплин, Уильям Дж.; Басу, Сарбани; Постельное белье, Тимоти Р.; Buchhave, Lars A.; Кристенсен-Далсгаард, Джёрген; Deck, Katherine M.; Элсворт, Иворн; Fabrycky, Daniel C.; Форд, Эрик Б.; Фортни, Джонатан Дж.; Хейл, Стивен Дж.; Хандберг, Расмус; Hekker, Saskia (2012-08-03). «Кеплер-36: пара планет с соседними орбитами и разнородными плотностью». Наука . 337 (6094): 556–559. Arxiv : 1206.4718 . Bibcode : 2012sci ... 337..556c . doi : 10.1126/science.1223269 . ISSN 0036-8075 . PMID 22722249 . S2CID 40245894 .
^ Виссапрагада, Шреяс; Jontof-Hutter, Daniel; Shporer, Avi; Кнутсон, Хизер А.; Лю, Лео; Торнгрен, Даниэль; Ли, Ева Дж .; Чачан, Яяати; Мавет, Дмитрия; Миллар-Бланчаер, Максвелл А.; Нильссон, Рики; Tinyanont, Samaporn; Васишт, Гаутам; Райт, Джейсон (2020-02-13). «Инфракрасная транзитная фотометрия с помощью диффузора для четырех динамически взаимодействующих систем \ textit {kepler}» . Астрономический журнал . 159 (3): 108. Arxiv : 1907.04445 . doi : 10.3847/1538-3881/ab65c8 . ISSN 1538-3881 . S2CID 195874295 .
^ Хандельвал, Аканкша; Шарма, Ришикеш; Чакраборти, Абхиджит; Чатурведи, Приянка; Ulmer-Moll, Solène; Ciardi, David R.; Бойл, Эндрю В.; Баливал, Санджай; Биерила, Эллисон; Latham, David W.; Прасад, Нилам JSSV; Наяк, Аширбад; Лендл, Моника; Мордасини, Кристоф (2023-04-01). «Открытие массивной гигантской планеты с чрезвычайной плотностью вокруг субгентской звезды TOI-4603» . Астрономия и астрофизика . 672 : L7. Arxiv : 2303.11841 . Bibcode : 2023a & A ... 672L ... 7K . doi : 10.1051/0004-6361/202245608 . ISSN 0004-6361 .
^ "Планета HD 224693 B" , Энциклопедия внезлака . Доступ 1 февраля 2018 года

Библиография

Vassiliadis, E.; Вуд, PR (1993). «Эволюция звезд с низкой и средней массой до конца асимптотической гигантской ветви с потерей массы» . Астрофизический журнал . 413 : 641. Bibcode : 1993Apj ... 413..641V . doi : 10.1086/173033 .
Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Херли, Джаррод Р.; Tout, Christopher A.; Эгглтон, Питер П. (1998). «Звездные модели эволюции для z = 0,0001 до 0,03» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Bibcode : 1998mnras.298..525p . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
Girardi, L.; Брессан, А.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). «Эволюционные треки и изохроны для звезд с низкой и средней массой: от 0,15 до 7 м?, И от z = 0,0004 до 0,03». Серия добавок астрономии и астрофизики . 141 (3): 371–383. Arxiv : Astro-ph/9910164 . Bibcode : 2000a и AS..141..371G . doi : 10.1051/aas: 2000126 . S2CID 14566232 .

Внешние ссылки

[sandage-1] Сандаж, Аллан; Любин, Лори М.; Ванденберг, Дон А. (2003). «Возраст старейших звезд на местном галактическом диске от Hipparcos параллаксов субгиантов G и K». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 115 (812): 1187–1206. Arxiv : Astro-ph/0307128 . Bibcode : 2003pasp..115.1187s . doi : 10.1086/378243 . S2CID 7159325 .

[mk-2] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филипп Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров, с контуром спектральной классификации . Чикаго, Иллинойс: Университет Чикагской Прессы. Bibcode : 1943assw.book ..... m . LCCN 43-2093 .

[gray-3] Грей, Ричард О.; Корбалли, Кристофер (2009). Звездная спектральная классификация . ПРИЗНАЯ УНИВЕРСИТЕТА ПРИСЕТА. Bibcode : 2009ssc..book ..... g .

[garcia-4] Гарсия, Б. (1989). «Список стандартных звезд MK». Информационный бюллетень звездного центра обработки данных . 36 : 27. Bibcode : 1989bicds..36 ... 27G .

[lebre-5] Lèbre, A.; Де Лаверни, П.; De Medeiros, Jr; Charbonnel, C.; Da Silva, L. (1999). «Литий и вращение на подгентской ветви. I. Наблюдения и спектральный анализ». Астрономия и астрофизика . 345 : 936. Bibcode : 1999a & A ... 345..936L .

[ayres1998-6] Айрес, Томас Р.; Саймон, Теодор; Стерн, Роберт А.; Дрейк, Стивен А.; Вуд, Брайан Э.; Браун, Александр (1998). «Короны гигантов умеренной массы в Герцспрон-разрыве и комков» . Астрофизический журнал . 496 (1): 428–448. Bibcode : 1998Apj ... 496..428a . doi : 10.1086/305347 .

[salaris2005-7] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (2005). «Эволюция звезд и звездных популяций» . Эволюция звезд и звездных популяций : 400. Bibcode : 2005essp.book ..... s .

[pols-8] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Херли, Джаррод Р.; Tout, Christopher A.; Эгглтон, Питер П. (1998). «Звездные модели эволюции для z = 0,0001 до 0,03» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Bibcode : 1998mnras.298..525p . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .

[merlilliod-9] Mermilliod, JC (1981). «Сравнительные исследования молодых открытых кластеров. III - эмпирические изохронные кривые и основная последовательность нулевого возраста». Астрономия и астрофизика . 97 : 235. Bibcode : 1981a & A .... 97..235m .

[hurley-10] Херли, Джаррод Р.; Pols, Onno R.; Tout, Christopher A. (2000). «Комплексные аналитические формулы для звездной эволюции как функция массы и металличности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 315 (3): 543. Arxiv : Astro-ph/0001295 . Bibcode : 2000mnras.315..543H . doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x . S2CID 18523597 .

[martins-11] Martins, F.; Schaerer, D.; Hillier, DJ (2005). «Новая калибровка звездных параметров галактических звезд». Астрономия и астрофизика . 436 (3): 1049–1065. Arxiv : Astro-ph/0503346 . Bibcode : 2005a & A ... 436.1049M . doi : 10.1051/0004-6361: 20042386 . S2CID 39162419 .

[WIYN-12] Сараджедини, Ата (1999). «Wiyn Open Cluster Research. III. Наблюдаемое изменение светимости и цвета красного комки с металличностью и возрастом» . Астрономический журнал . 118 (5): 2321–2326. Bibcode : 1999aj .... 118.2321s . doi : 10.1086/301112 .

[pancino-13] Живот, E.; Mucciarelli, A.; Sbordone, L.; Bellazzini, M.; Pasquini, L.; Monaco, L.; Ferraro, FR (2011). «Подгряная ветвь Dreati Centauri, наблюдаемая с помощью спектроскопии с высоким разрешением». Астрономия и астрофизика . 527 : A18. Arxiv : 1012.4756 . Bibcode : 2011a & A ... 527a..18p . Doi : 10.1051/0004-6361/201016024 . S2CID 54951859 .

[ayres1084-14] Айрес, Томас Р. (1984). «Дальнее ультравиолетовое исследование яркой дельты-переменной бета-кассиопеи». IUE ID Предложения #DSGTA : 1747. BIBCODE : 1984iue..prop.1747a .

[luck-15] Удача, re; Kovtyukh, VV; Андриевский, С.М. (2001). "SV vulpeculae: первая пересекающая цефейда?" Полем Астрономия и астрофизика . 373 (2): 589. Bibcode : 2001a & A ... 373..589L . doi : 10.1051/0004-6361: 20010615 .

[turner-16] Тернер, DG; Бердников, Л.Н. (2004). «В режиме пересечения длиннопериодного Cepheid SV vulpeculae» . Астрономия и астрофизика . 423 : 335–340. Bibcode : 2004a & A ... 423..335t . doi : 10.1051/0004-6361: 20040163 .

[17] Пласт, Фил. «Астрономы сфотографируют планету, вращающуюся на другой звезде» . Доступ 1 февраля 2018 года

[18] Картер, Джошуа А.; Агол, Эрик; Чаплин, Уильям Дж.; Басу, Сарбани; Постельное белье, Тимоти Р.; Buchhave, Lars A.; Кристенсен-Далсгаард, Джёрген; Deck, Katherine M.; Элсворт, Иворн; Fabrycky, Daniel C.; Форд, Эрик Б.; Фортни, Джонатан Дж.; Хейл, Стивен Дж.; Хандберг, Расмус; Hekker, Saskia (2012-08-03). «Кеплер-36: пара планет с соседними орбитами и разнородными плотностью». Наука . 337 (6094): 556–559. Arxiv : 1206.4718 . Bibcode : 2012sci ... 337..556c . doi : 10.1126/science.1223269 . ISSN 0036-8075 . PMID 22722249 . S2CID 40245894 .

[19] Виссапрагада, Шреяс; Jontof-Hutter, Daniel; Shporer, Avi; Кнутсон, Хизер А.; Лю, Лео; Торнгрен, Даниэль; Ли, Ева Дж .; Чачан, Яяати; Мавет, Дмитрия; Миллар-Бланчаер, Максвелл А.; Нильссон, Рики; Tinyanont, Samaporn; Васишт, Гаутам; Райт, Джейсон (2020-02-13). «Инфракрасная транзитная фотометрия с помощью диффузора для четырех динамически взаимодействующих систем \ textit {kepler}» . Астрономический журнал . 159 (3): 108. Arxiv : 1907.04445 . doi : 10.3847/1538-3881/ab65c8 . ISSN 1538-3881 . S2CID 195874295 .

[20] Хандельвал, Аканкша; Шарма, Ришикеш; Чакраборти, Абхиджит; Чатурведи, Приянка; Ulmer-Moll, Solène; Ciardi, David R.; Бойл, Эндрю В.; Баливал, Санджай; Биерила, Эллисон; Latham, David W.; Прасад, Нилам JSSV; Наяк, Аширбад; Лендл, Моника; Мордасини, Кристоф (2023-04-01). «Открытие массивной гигантской планеты с чрезвычайной плотностью вокруг субгентской звезды TOI-4603» . Астрономия и астрофизика . 672 : L7. Arxiv : 2303.11841 . Bibcode : 2023a & A ... 672L ... 7K . doi : 10.1051/0004-6361/202245608 . ISSN 0004-6361 .

[21] "Планета HD 224693 B" , Энциклопедия внезлака . Доступ 1 февраля 2018 года

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]