Subgergasi (Jawi: سوبݢرݢاسي) atau subraksasa (Jawi: سوبرقساس) ialah bintang yang lebih terang daripada bintang jujukan utama biasa daripada kelas spektrum yang sama, tetapi tidak seterang bintang gergasi. Istilah subgergasi digunakan untuk kelas kecerahan spektrum tertentu dan pada peringkat dalam evolusi bintang.
Kelas kilauan Yerkes IV
Istilah subgergasi pertama kali digunakan pada tahun 1930 untuk bintang kelas G dan awal K dengan magnitud mutlak antara +2.5 dan +4. Bintang-bintang ini diperhatikan sebagai sebahagian daripada kesinambungan bintang antara bintang utama yang jelas seperti Matahari dan bintang gergasi yang jelas seperti Aldebaran, walaupun kurang banyak berbanding bintang utama atau bintang gergasi.[1]
Sistem pengelasan spektrum Yerkes sistem dua dimensi yang menggunakan kombinasi huruf dan nombor untuk menunjukkan suhu bintang (contohnya A5 atau M1) dan angka Romawi untuk menunjukkan kekilauan relatif kepada bintang-bintang lain dengan suhu yang sama. Bintang kelas kekilauan IV adalah subgiant, yang terletak di antara bintang utama (kelas kekilauan V) dan gergasi merah (kelas kekilauan III).
Daripada menakrifkan ciri mutlak, untuk menentukan kelas kekilauan spektrum adalah dengan membandingkan spektrum yang serupa dengan bintang rujukan. Banyak nisbah dan profil garis sensitif terhadap graviti, dan oleh itu menjadi penunjuk kekilauan yang berguna, tetapi beberapa ciri spektrum yang paling berguna bagi setiap kelas spektrum adalah:[2][3]
O: kekuatan relatif garis pancaran Niii dan penyerapan Heii; garis pancaran adalah lebih berkilau B: profil Garisan Balmer dan kekuatan garisan O ii A: profil Garisan Balmer, lebih lebar menunjukkan kurang berkilau F: kekuatan garisan Fe, Ti, dan Sr G: kekuatan garisan Sr dan Fe, serta lebar sayap dalam garisan Ca, Garisan H dan K K: profil garisan Ca, H dan K, nisbah garisan Sr/Fe, dan kekuatan garisan MgH dan TiO M: kekuatan garisan Ca 422.6 nm dan jalur TiO
Morgan dan Keenan menyenaraikan contoh bintang dalam kelas kekilauan IV apabila mereka menubuhkan skema pengelasan dua dimensi: [2]</ref>
- B0: γ Cassiopeiae, δ Scorpii
- B0.5: β Scorpii
- B1: ο Persei, β Cephei
- B2: γ Orionis, π Scorpii, θ Ophiuchi, λ Scorpii
- B2.5: γ Pegasi, ζ Cassiopeiae
- B3: ι Herculis
- B5: τ Herculis
- A2: β Aurigae, λ Ursae Majoris, β Serpentis
- A3: δ Herculis
- F2: δ Geminorum, ζ Serpentis
- F5: Procyon, 110 Herculis
- F6: τ Boötis, θ Boötis, γ Serpentis
- F8: 50 Andromedae, θ Draconis
- G0: η Boötis, ζ Herculis
- G2: μ2 Cancri
- G5: μ Herculis
- G8: β Aquilae
- K0: η Cephei
- K1: γ Cephei
Analisis selanjutnya menunjukkan bahawa sebahagian daripada bintang-bintang ini adalah spektrum bercampur daripada bintang berkembar dan ada yang bersifat berubah-ubah, dan piawaian tersebut telah diperluas kepada lebih banyak bintang. Namun, banyak bintang asal masih dianggap sebagai piawaian bagi kelas luminositi subgiant. Bintang kelas O dan bintang yang lebih sejuk daripada K1 jarang diberikan kelas luminositi subgiant.[4]
Cabang subgergasi
- jejak 5 M☉ menunjukkan sebuah lengkungan dan cabang subgergasi yang melintasi jurang Hertzsprung.
- Jejak 2 M☉ menunjukkan sebuah lengkungan dan cabang subgergasi yang jelas.
- Jejak jisim lebih rendah menunjukkan cabang subgergasi yang sangat pendek tetapi bertahan lama.
Cabang subgergasi ialah peringkat dalam evolusi bintang berjisim rendah hingga pertengahan. Bintang dengan jenis spektrum subgergasi tidak selalu berada di cabang subgergasi evolusi, dan sebaliknya. Sebagai contoh, bintang FK Com dan 31 Com kedua-duanya terletak dalam Jurang Hertzsprung dan kemungkinan besar merupakan subgergasi evolusi, tetapi kedua-duanya sering diberikan kelas kekilauan gergasi. Pengelasan spektrum boleh dipengaruhi oleh kelogaman, putaran, keanehan kimia yang luar biasa, dan sebagainya. Peringkat awal cabang subgergasi dalam bintang seperti Matahari berlangsung lama dengan sedikit petunjuk luar mengenai perubahan dalaman. Salah satu pendekatan untuk mengenal pasti subgergasi evolusi termasuk pengabungan kimia seperti litium yang kurang dalam subgergasi,[5] dan kekuatan pelepasan korona.[6]
Apabila pecahan hidrogen yang tinggal di teras bintang urutan utama berkurangan, suhu teras meningkat dan kadar pelakuran juga meningkat. Ini menyebabkan bintang berkembang dengan perlahan ke arah kekilauan yang lebih tinggi seiring dengan usia mereka dan memperluaskan jalur jujukan utama dalam gambar rajah Hertzsprung–Russell.
Sebaik sahaja bintang jujukan utama berhenti melakurkan hidrogen dalam terasnya, teras itu mula runtuh akibat gravitinya sendiri. Ini menyebabkan suhu meningkat dan pelakuran hidrogen di lapisan luar teras, yang menghasilkan lebih banyak tenaga berbanding dengan pembakaran hidrogen di teras. Bintang berjisim rendah dan pertengahan mengembang dan menyejuk sehingga pada kira-kira 5,000 K mereka mula meningkat kekilauan mereka dalam peringkat yang dikenali sebagai cabang gergasi merah. Peralihan daripada jujukan utama kepada cabang gergasi merah dikenali sebagai cabang subgergasi. Bentuk dan tempoh cabang subgergasi adalah berbeza untuk bintang yang berlainan jisim, disebabkan oleh perbezaan dalam konfigurasi dalaman bintang itu.
Bintang berjisim sangat rendah
Bintang berjisim kecil daripada kira-kira 0.4 M☉ adalah perolakan di seluruh kebanyakan bintang. Bintang-bintang ini terus melakurkan hidrogen dalam terasnya sehingga pada dasarnya seluruh bintang telah ditukar kepada helium, dan mereka tidak berkembang menjadi subgergasi. Bintang jisim ini mempunyai jangka hayat jujukan utama berkali-kali lebih lama daripada usia semasa Alam Semesta. [7]
0.4 M☉ hingga 0.9 M☉
Bintang dengan 40 peratus jisim Matahari dan lebih besar mempunyai teras bukan perolakan dengan kecerunan suhu yang kuat dari pusat ke luar. Apabila mereka menghabiskan hidrogen di teras bintang, lapisan hidrogen yang mengelilingi teras pusat terus melakur tanpa gangguan. Bintang tersebut dianggap sebagai subgergasi pada ketika ini walaupun tiada perubahan yang jelas kelihatan dari luar.[8] Apabila lapisan hidrogen yang melakur menukarkan jisimnya kepada helium, kesan perolakan memisahkan helium ke arah teras di mana ia perlahan-lahan meningkatkan jisim teras tidak tidak terlakur yang terisi dengan plasma helium yang hampir tulen. Ketika ini berlaku, lapisan hidrogen yang melakur perlahan-lahan berkembang keluar yang menyebabkan saiz lapisan luar bintang meningkat sehingga mencapai saiz subgergasi antara dua hingga sepuluh kali jejari asal bintang tersebut semasa ia berada di jujukan utama. Pengembangan lapisan luar bintang ke dalam saiz subgergasi hampir mengimbangi peningkatan tenaga yang dihasilkan oleh pelakurang cengkerang luar hidrogen yang menyebabkan bintang hampir mengekalkan suhu permukaannya. Ini menyebabkan kelas spektrum bintang berubah sangat sedikit di hujung bawah julat jisim bintang ini. Kawasan permukaan subgergasi yang memancarkan tenaga adalah jauh lebih besar sehingga zon boleh didiami sekitar bintang, di mana orbit planet akan berada dalam julat untuk membentuk air cecair, bergerak jauh lebih ke luar dalam mana-mana sistem planet. Luas permukaan sfera didapati sebagai 4πr2, jadi sfera dengan jejari 2 R☉ akan membebaskan 400% tenaga di permukaannya dan sfera dengan 10 R☉ pula akan membebaskan 10000% tenaga.
Jisim teras helium berada di bawah had Schönberg–Chandrasekhar dan ia kekal dalam keseimbangan haba dengan cangkerang lapisan hidrogen yang sedang melakur. Jisimnya terus meningkat dan bintang itu mengembang dengan sangat perlahan apabila lapisan hidrogen berhijrah ke luar. Sebarang peningkatan dalam pengeluaran tenaga dari lapisan tersebut pergi ke pengembangan sampul bintang dan kekilauan kekal hampir tidak berubah. Cabang subgergasi untuk bintang-bintang ini adalah pendek, mendatar, dan padat, seperti yang boleh dilihat dalam kelompok-kelompok bintang yang sangat tua.[8]
Selepas satu hingga lapan bilion tahun, teras helium menjadi terlalu besar untuk menampung beratnya sendiri dan menjadi terdegenerat. Suhunya meningkat, kadar pelakuran dalam lapisan hidrogen meningkat, lapisan luarnya menjadi perolakan kuat, dan kilauan meningkat pada suhu berkean yang lebih kurang sama. Bintang itu kini berada di cabang gergasi merah.[7]
Jisim 1 hingga 8 M☉
Bintang yang bersaiz besar dan lebih berjisim daripada Matahari mempunyai teras perolakan pada jujukan utama. Mereka membangunkan teras helium yang lebih besar, mengambil sebahagian besar daripada bintang, sebelum mereka menghabiskan hidrogen di seluruh kawasan perolakan. Pelakuran dalam bintang terhenti sepenuhnya dan teras mula mengecut dan meningkat dalam suhu. Seluruh bintang mengecut dan meningkat suhunya, dengan kilauan yang dipancarkan sebenarnya meningkat walaupun tiada lagi pelakuran berlaku. Ini berterusan selama beberapa juta tahun sebelum teras menjadi cukup panas untuk menyalakan hidrogen dalam cangkerang, yang membalikkan peningkatan suhu dan kilauan dan bintang mula mengembang dan menyejuk. Cangkuk ini biasanya ditakrifkan sebagai penghujung jujukan utama dan permulaan cabang subgergasi dalam bintang-bintang begini.[8]
Teras bintang di bawah kira-kira 2 M☉ masih di bawah had Schönberg–Chandrasekhar, tetapi pelakuran cengkerang hidrogen dengan cepat meningkatkan jisim teras melebihi had tersebut. Bintang yang lebih besar sudah mempunyai teras di atas jisim Schönberg–Chandrasekhar apabila ia meninggalkan jujukan utama. Jisim awal yang tepat di mana bintang akan menunjukkan cangkuk dan di mana ia akan meninggalkan jujukan utama dengan teras di atas had Schönberg–Chandrasekhar bergantung pada kelogaman dan tahap lajakan dalam teras perolakan. Kelogaman rendah menyebabkan bahagian tengah teras jisim rendah menjadi tidak stabil secara perolakan, dan lajakan menyebabkan teras menjadi lebih besar apabila hidrogen habis.[7]
Apabila teras melebihi had C–R, ia tidak lagi boleh kekal dalam keseimbangan haba dengan cengkerang hidrogen. Ia mengecut dan lapisan luar bintang mengembang dan menyejuk. Tenaga untuk mengembangkan sampul luar menyebabkan kekilauan yang dipancarkan berkurang. Apabila lapisan luar cukup sejuk, ia menjadi legap dan memaksa perolakan untuk bermula di luar lapisan yang sedang melakur. Pengembangan berhenti dan kekilauan yang dipancarkan mula meningkat, yang ditakrifkan sebagai permulaan cabang gergasi merah untuk bintang-bintang ini. Bintang dengan jisim awal kira-kira 1–2 M☉ boleh membangunkan teras helium terdegenerat sebelum titik ini dan ia akan menyebabkan bintang memasuki cabang gergasi merah seperti bintang berjisim rendah.[7]
Penguncupan teras dan pengembangan sampul luar adalah sangat cepat, hanya mengambil masa beberapa juta tahun. Pada masa ini suhu bintang akan menyejuk daripada nilai jujukan utamanya iaitu 6,000–30,000 K kepada sekitar 5,000 K. Relatif sedikit bintang dilihat dalam peringkat evolusinya ini dan terdapat kekurangan yang jelas dalam rajah H–R yang dikenali sebagai jurang Hertzsprung. Ia paling jelas dalam kelompok yang berusia beberapa ratus juta hingga beberapa bilion tahun.[9]
Bintang berjisim besar
Bintang dengan jisim lebih daripada kira-kira 8–12 M☉, bergantung kepada kelogamannya, bintang mempunyai teras perolakan besar-besaran yang panas pada jujukan utama disebabkan oleh pelakuran kitaran CNO. Pelakuran cengkerang hidrogen dan pelakuran helium teras yang seterusnya bermula sejurus selepas kehabisan hidrogen teras, sebelum sempat bintang itu boleh mencapai cabang gergasi merah lagi. Bintang sedemikian, contohnya bintang jujukan utama awal kelas B, mengalami cabang subgergasi yang singkat dan terhad sebelum menjadi supergergasi. Mereka juga mungkin diberikan kelas kekilauan gergasi semasa peralihan ini.[10]
Dalam bintang jujukan utama kelas O yang sangat besar, peralihan daripada jujukan utama kepada gergasi kepada supergergasi berlaku pada julat suhu dan kilauan yang sangat sempit, kadangkala sebelum pelakuran hidrogen teras berakhir, dan kelas subgergasi jarang digunakan. Nilai untuk graviti permukaan, log(g), bintang kelas O adalah sekitar 3.6 cg untuk gergasi dan 3.9 untuk kerdil.[11] Sebagai perbandingan, nilai log(g) tipikal untuk bintang kelas K ialah 1.59 (Aldebaran) dan 4.37 (α Centauri B), meninggalkan banyak skop untuk mengelaskan subgergasi seperti η Cephei dengan log(g) 3.47. Contoh bintang subgergasi besar termasuk θ2 Orionis A dan bintang utama sistem δ Circini, kedua-dua bintang kelas O dengan jisim lebih 20 M☉.
Ciri-ciri
Jadual ini menunjukkan jangka hayat biasa pada jujukan utama (MS) dan cabang subgergasi (SB), serta sebarang tempoh cangkuk antara kehabisan hidrogen teras dan permulaan pembakaran lapisan cangkerang, untuk bintang dengan jisim awal yang berbeza, semuanya pada kelogaman suria (Z = 0.02). Juga ditunjukkan ialah jisim teras helium, suhu berkesan permukaan, jejari, dan kekilauan pada permulaan dan penghujung cabang subgergasi bagi setiap bintang. Penghujung cabang subgergasi ditakrifkan sebagai apabila teras menjadi terdegenerat atau apabila kilauan mula meningkat.[8]
| Jisim (M☉) |
MS (GYr) | Cangkuk (MYr) | SB (MYr) |
Mula | Tamat | Contoh | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Teras He (M☉) | Teff (K) | Jejari (R☉) | Kekilauan (L☉) | Teras He (M☉) | Teff (K) | Jejari (R☉) | Kekilauan (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 | Lacaille 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 | Matahari |
| 2.0 | 1.2 | 10 | 22 | 0.240 | 7,490 | 3.6 | 36.6 | 0.25 | 5,220 | 5.4 | 19.6 | Sirius |
| 5.0 | 0.1 | 0.4 | 15 | 0.806 | 14,544 | 6.3 | 1,571.4 | 0.83 | 4,737 | 43.8 | 866.0 | Alkaid |
Secara amnya, bintang dengan kelogaman yang lebih rendah adalah lebih kecil dan lebih panas daripada bintang dengan kelogaman yang lebih tinggi. Bagi subgergasi, ini menjadi lebih rumit disebabkan oleh perbezaan umur dan jisim teras pada titik lepas jujukan utama. Bintang dengan kelogaman rendah membentuk teras helium yang lebih besar sebelum meninggalkan jujukan utama, justeru bintang berjisim rendah menunjukkan cangkuk pada permulaan cabang subgergasi. Jisim teras helium Z=0.001 (populasi II lampau) bintang 1 M☉ pada penghujung jujukan utama adalah hampir dua kali ganda daripada bintang Z=0.02 (populasi I). Bintang berkelogaman rendah juga lebih 1,000 K lebih panas dan dua kali ganda lebih berkilau pada permulaan cabang subgergasi. Perbezaan suhu ini kurang ketara pada akhir cabang subgergasi, tetapi bintang berkelogaman rendah adalah lebih besar dan hampir empat kali lebih berkilau. Perbezaan serupa wujud dalam evolusi bintang dengan jisim lain, dan nilai utama seperti jisim bintang yang akan menjadi supergergasi dan bukannya mencapai cabang gergasi merah adalah lebih rendah pada kelogaman rendah.[8]
Subgergasi dalam rajah H–R
Gambar rajah Hertzsprung–Russell (H–R) ialah plot serakan bintang dengan suhu atau jenis spektrum pada paksi-x dan magnitud mutlak atau kecerahan pada paksi-y. Gambar rajah H–R bagi semua bintang, menunjukkan jalur jujukan utama yang jelas secara pepenjuru yang mengandungi sebahagian besar bintang, sebilangan besar gergasi merah (dan kerdil putih jika bintang yang cukup malap dapat diperhatikan), dengan agak sedikit bintang di bahagian lain rajah tersebut.
Subgergasi menduduki kawasan di atas (iaitu lebih berkilau daripada) bintang jujukan utama dan di bawah bintang gergasi. Terdapat bilangan yang agak sedikit dalam kebanyakan gambar rajah H–R kerana masa yang dihabiskan sebagai subgergasi adalah jauh lebih pendek daripada masa yang dihabiskan pada urutan utama atau sebagai bintang gergasi. Subgergasi panas, kelas B, hampir tidak dapat dibezakan daripada bintang jujukan utama, manakala subgergasi yang lebih sejuk mengisi jurang yang agak besar antara bintang urutan utama sejuk dan gergasi merah. Di bawah kira-kira jenis spektrum K3, rantau antara jujukan utama dan gergasi merah adalah kosong sepenuhnya, tanpa sebarang subgergasi.[2]
Jejak evolusi bintang boleh diplot pada gambar rajah H–R. Untuk jisim tertentu, ini mengesan kedudukan bintang sepanjang hayatnya, dan menunjukkan laluan dari kedudukan jujukan utama awal, di sepanjang cabang subgergasi, ke cabang gergasi. Apabila gambar rajah H–R diplot untuk sekumpulan bintang yang kesemuanya mempunyai umur yang sama, seperti kelompok bintang, cabang subgergasi mungkin kelihatan sebagai jalur bintang antara titik lepas jujukan utama dan cabang gergasi merah. Cabang subgergasi hanya boleh dilihat jika gugusan itu cukup tua iaitu bintang 1–8 M☉ yang telah berkembang jauh daripada jujukan utama, yang memerlukan masa beberapa bilion tahun. Kelompok globul seperti ω Centauri dan kelompok terbuka lama seperti M67 sudah cukup tua sehingga menunjukkan cabang subgergasi yang jelas dalam gambar rajah magnitud warnanya. ω Centauri sebenarnya menunjukkan beberapa cabang subgergasi yang berasingan atas sebab-sebab yang masih belum difahami sepenuhnya, tetapi nampaknya mewakili populasi bintang yang berbeza umur dalam kelompok itu.[13]
Kebolehubahan
Beberapa jenis bintang berubah termasuk subgergasi:
- Pembolehubah Beta Cephei, bintang jujukan utama B awal dan subgergasi
- Bintang jenis B yang berdenyut perlahan, bintang jujukan utama pertengahan hingga akhir B dan subgergasi
- Pembolehubah Delta Scuti, bintang jujukan utama lewat A dan awal F dan subgergasi
Subgiant yang lebih besar daripada matahari melintasi jalur ketakstabilan Cepheid, dipanggil lintasan pertama kerana mereka mungkin melintasi jalur itu lagi kemudian dalam satu gelung biru. Bagi julat 2 – 3 M☉, ini termasuklah pembolehubah Delta Scuti seperti β Cas.[14] Pada jisim yang lebih tinggi, bintang akan berdenyut sebagai pembolehubah Cepheid Klasik semasa melintasi jalur ketidakstabilan, tetapi evolusi subgergasi besar sangat cepat dan sukar untuk mengesan contoh-contoh tersebut. SV Vulpeculae telah dicadangkan sebagai subgergasi pada lintasan pertamanya[15] tetapi kemudiannya ditentukan untuk berada pada lintasan kedua.[16]
Planet
Planet dalam orbit mengelilingi bintang subgergasi termasuk Kappa Andromedae b, Kepler-36 b dan c,[17][18] TOI-4603 b[19] dan HD 224693 b.
Rujukan
- ^ 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.
- ^ a b c 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.
- ^ a b c d Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). "Evolution of Stars and Stellar Populations". Evolution of Stars and Stellar Populations: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
- ^ a b c d e 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.
- ^ 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 (dalam bahasa Inggeris). 672: L7. arXiv:2303.11841. Bibcode:2023A&A...672L...7K. doi:10.1051/0004-6361/202245608. ISSN 0004-6361.
Bibliografi
- 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.
Pautan luar
- (Inggeris) Post-main sequence evolution through helium burning
- (Inggeris) Long period variables – period luminosity relations and classification in the Gaia Mission
