Википедија

Crveni džin

Prema Hercšprung-Raselovom diagramu (Hertzsprung-Russell diagram), crveni džin je velika zvezda zvezdane klase K ili M koja se nalazi van glavnog niza HR dijagrama, koja je tako nazvana zbog svoje crvenolike pojave karakteristične za hladnu džinovsku zvezdu. Kao primer može se izdvojiti Aldebaran u sazvežđu Bik i Arktur u sazvežđu Volara.

Crveni džin Mira

Crveni džinovi su zvezde čija je masa 0.4 - 10 masa Sunca, koje su istrošile zalihe vodonika u svojim jezgrima i prešle na fuziju vodonika u ljusci van jezgra. Pošto inertno helijumsko jezgro nema više sopstveni izvor energije, ono se sažima i zagreva, a njegova gravitacija sabija vodonik u omotaču koji se nalazi odmah iznad njega, podstičući na taj način brzu fuziju vodonika u omotaču. Ovo za uzvrat omogućava zvezdi da postane više luminozna (od 1000 – 10000 puta sjajnija) i da se uvećava, pri čemu stepen širenja zvezde nadmašuje stepen povećanja njene luminoznosti, zbog čega dolazi do opadanja njene efektivne temperature. U zvezdama dovoljno velikim da započnu helijumsku fuziju, proces analogan ovome dešava se kad se centralni helijum istroši i zvezda pređe na fuziju helijuma u spoljašnjoj ljusci, mada sa pratećim komplikacijama, pošto se u mnogim slučajevima vodonična fuzija nastavlja u ljusci manje dubine – ovo svrstava zvezdu u asimptotsku granu džinova.

Smanjenje površinske temperature prevodi maksimum zvezdinog zračenja ka crvenom delu spektra, pa otuda i njen naziv “crveni džin”. Za zvezde spektralnih tipova od O prema K veruje se da će postati crveni džinovi (ili superdžinovi u slučaju O i B zvezda).

Za zvezde veoma male mase misli se da su potpuno provodljive za toplotu, tako da one ne mogu akumulirati inertno jezgro od helijuma i prema tome mogu da iscrpe sve svoje gorivo, a da nikada ne postanu crveni džinovi.

Ako je zvezda manja od 2.5 solarnih masa, dodavanje helijuma u jezgro fuzijom vodonika iz okolne ljuske može da prouzrokuje helijumski bljesak – veoma brzu eksploziju helijuma koji se fuzioniše u jezgru, posle koje zvezda započinje kratak period fuzije helijuma pre nego što se ne popne za jedan novi stepenik u grani crvenih džinova.

Zvezde koje su masivnije od 2.5 solarnih masa ulaze u fazu fuzije helijuma mnogo postepenije i mekše. Helijum fuziona faza zvezdinog života naziva se horizontalnom granom u vrsti metalom-oskudnih zvezda, tako nazvanih zato što ove zvezde leže na skoro horizontalnoj liniji na Hercšprung-Raselovom dijagramu od mnogih zvezdanih jata. Metalom-bogata helijum-fuziona zvezda ne leži na horizontalnoj grani, već umesto toga leži u crvenoj grupi Hercšprung-Raselovog dijagrama.

Pošto je naše Sunce jedne solarne mase, očekuje se da ono postane crveni džin za oko sedam milijardi godina. Ono bi tada trebalo da postane dovoljno veliko da obuhvati i postojeće orbite nekih od unutrašnjih planeta našeg Solarnog sistema uklučujući i našu planetu Zemlju. Međutim, kako bi gravitaciono privlačenje Sunca trebalo da oslabi do tada zahvaljujući gubicima u njegovoj masi, time se otvara mogućnost da Zemlja pobegne na veću orbitu i tako izbegne ovo proždiranje od strane uvećanog Sunca. Inače, sudbina Zemlje, kada je u pitanju veličina proširenog Sunca, još uvek je tema goruće debate unutar naučne zajednice.

Karakteristike

uredi

Crveni džin je zvezda koja je iscrpila zalihe vodonika u svom jezgru i započela termonuklearnu fuziju vodonika u ljusci koja okružuje jezgro. Oni imaju poluprečnike desetine do stotine puta veće od Sunčevog. Međutim, njihov spoljni omotač je niže temperature, što im daje crvenkasto-narandžastu nijansu. Uprkos nižoj gustini energije njihovog omotača, crveni giganti su mnogo puta sjajniji od Sunca zbog svoje velike veličine. Zvezde sa granama crvenih džinova imaju sjaj do skoro tri hiljade puta veći od Sunca (L☉), spektralni tipovi K ili M, imaju površinsku temperaturu od 3.000–4.000 K i poluprečnike do oko 200 puta veće od Sunca (R☉). Zvezde na horizontalnoj grani su toplije, sa samo malim opsegom sjaja oko 75 L☉. Asimptotske zvezde gigantske grane kreću se od slične svetlosti kao svetlije zvezde grane crvenog džina, do nekoliko puta svetlije na kraju faze toplotnog pulsiranja.

Među zvezdama asimptotičkog džinovskog ogranka pripadaju ugljenične zvezde tipa C-N i kasnog C-R, koje nastaju kada se ugljenik i drugi elementi konvektuju na površinu u onome što se naziva izvlačenjem.[1] Prvo izvlačenje se dešava tokom sagorevanja vodonične školjke na grani crvenog džina, ali ne proizvodi veliku količinu ugljenika na površini. Drugo, a ponekad i treće, izvlačenje se dešava tokom sagorevanja helijumske školjke na asimptotično-džinovskoj grani i konvektuje ugljenik na površinu u dovoljno masivnim zvezdama.

Zvezdani ogranak crvenog džina nije oštro definisan, suprotno njihovom prikazu na mnogim ilustracijama. Umesto toga, zbog veoma niske masene gustine omotača, takvim zvezdama nedostaje dobro definisana fotosfera, a telo zvezde postepeno prelazi u 'koronu'.[2] Najhladniji crveni divovi imaju složene spektre, sa molekularnim linijama, karakteristikama emisije, a ponekad i maserima, posebno iz termalno pulsirajućih AGB zvezda.[3] Posmatranja su takođe pružila dokaze o vrućoj hromosferi iznad fotosfere crvenih džinova,[4][5][6] gde istraživanje mehanizama zagrevanja za formiranje hromosfere zahteva 3D simulacije crvenih divova.[7]

Još jedna značajna karakteristika crvenih džinova je da, za razliku od zvezda sličnih Suncu, čije fotosfere imaju veliki broj malih konvekcionih ćelija (solarnih granula), fotosfere crvenih džinova, kao i one crvenih supergiganata, imaju samo nekoliko velikih ćelija, čije karakteristike uzrokuju varijacije sjaja tako uobičajene na oba tipa zvezda.[8]

Evolucija

uredi
Главни чланак: Zvezdana evolucija § Zvezde srednje veličine
 
Ova slika prati život zvezde nalik Suncu, od njenog rođenja na levoj strani kadra do njene evolucije u crvenog giganta na desnoj strani nakon milijardi godina

Crveni giganti su evoluirali od zvezda glavne sekvence sa masama u rasponu od oko 0,3 M☉ do oko 8 M☉.[9] Kada se zvezda u početku formira iz kolapsirajućeg molekularnog oblaka u međuzvezdanom medijumu, ona sadrži prvenstveno vodonik i helijum, sa količinama u tragovima „metala“ (u zvezdanoj strukturi, ovo se jednostavno odnosi na bilo koji element koji nije vodonik ili helijum, odnosno atomski broj veći nego 2). Svi ovi elementi su jednolično pomešani po celoj zvezdi. Zvezda dostiže glavnu sekvencu kada jezgro dostigne temperaturu dovoljno visoku da započne fuziju vodonika (nekoliko miliona kelvina) i uspostavi hidrostatičku ravnotežu. Tokom svog života glavne sekvence, zvezda polako pretvara vodonik u jezgru u helijum; njen životni vek glavne sekvence završava kada se skoro sav vodonik u jezgru stopi. Za Sunce, životni vek glavne sekvence je približno 10 milijardi godina. Masivnije zvezde sagorevaju nesrazmerno brže i tako imaju kraći životni vek od manje masivnih zvezda.[10]

Kada zvezda iscrpi vodoničko gorivo u svom jezgru, nuklearne reakcije više ne mogu da se nastave i tako jezgro počinje da se skuplja usled sopstvene gravitacije. Ovo dovodi dodatni vodonik u zonu gde su temperatura i pritisak dovoljni da izazovu nastavak fuzije u ljusci oko jezgra. Školjka koja sagoreva vodonik dovodi do situacije koja je opisana kao princip ogledala; kada se jezgro unutar ljuske skupi, slojevi zvezde izvan školjke moraju se proširiti. Detaljni fizički procesi koji to izazivaju su složeni, ali ponašanje je neophodno da bi se zadovoljilo istovremeno očuvanje gravitacione i toplotne energije u zvezdi sa strukturom školjke. Jezgro se skuplja i zagreva zbog nedostatka fuzije, tako da se spoljni slojevi zvezde uveliko šire, apsorbujući većinu dodatne energije od fuzije školjke. Ovaj proces hlađenja i širenja ispoljava zvezda podgigant. Kada se omotač zvezde dovoljno ohladi, on postaje konvektivna, zvezda prestaje da se širi, njena jačina svetlosti počinje da raste, a zvezda se uzdiže ka grani crvenog džina Hercšprung—Raselovovog (H–R) dijagrama.[10][11]

 
Mira A je stara zvezda, koja već gubi svoje spoljašnje slojeve u svemiru

Evolucioni put koji zvezda uzima dok se kreće duž grane crvenog džina zavisi od mase zvezde. Za Sunce i zvezde manje od oko 2 M☉[12] jezgro će postati dovoljno gusto da pritisak degeneracije elektrona spreči njegovo dalje kolapsiranje. Jednom kada je jezgro degenerisano, nastaviće da se zagreva dok ne dostigne temperaturu od otprilike 108 K, dovoljno vruću da počne da spaja helijum sa ugljenikom putem trostrukog alfa procesa. Kada degenerisano jezgro dostigne ovu temperaturu, celo jezgro će početi fuziju helijuma skoro istovremeno u takozvanom helijumskom bljesku. U masivnijim zvezdama, kolapsirajuće jezgro će dostići 108 K pre nego što bude dovoljno gusto da se degeneriše, tako da će fuzija helijuma početi mnogo lakše i neće proizvoditi blesak helijuma.[10] Faza spajanja jezgra helijuma u životu zvezde naziva se horizontalna grana u zvezdama siromašnim metalom, nazvana tako jer ove zvezde leže na skoro horizontalnoj liniji u H–R dijagramu mnogih zvezdanih jata. Umesto toga, zvezde bogate metalom koje se spajaju helijumo leže na takozvanoj crvenoj grupi na H–R dijagramu.[13]

Ako zvezda ima oko 0,2 do 0,5 M☉,[12] ona je dovoljno masivna da postane crveni džin, ali nema dovoljno mase da započne fuziju helijuma.[9] Ove „srednje“ zvezde se donekle hlade i povećavaju svoj sjaj, ali nikada ne postižu vrh grane crvenog džina i bljesak jezgra helijuma. Kada se uspon grane crvenog džina završi, one oduvuju svoje spoljašnje slojeve slično kao zvezda post-asimptotičke džinovske grane, a zatim postaju beli patuljak.

Zvezde koje ne postaju crveni giganti

uredi

Zvezde veoma male mase su potpuno konvektivne[14][15] i mogu nastaviti da spajaju vodonik u helijum i do trilion godina,[16] sve dok samo mali deo cele zvezde ne bude vodonik. Osvetljenost i temperatura stalno rastu tokom ovog vremena, baš kao i za masivnije zvezde glavne sekvence, ali dužina uključenog vremena znači da se temperatura na kraju povećava za oko 50%, a sjaj za oko 10 puta. Na kraju se nivo helijuma povećava do tačke u kojoj zvezda prestaje da bude potpuno konvektivna, a preostali vodonik zaključan u jezgru se troši za samo nekoliko milijardi godina. U zavisnosti od mase, temperatura i osvetljenost nastavljaju da rastu neko vreme tokom sagorevanja vodonične školjke, zvezda može postati toplija od Sunca i desetine puta svetlija nego kada se formirala, iako još uvek nije tako sjajna kao Sunce. Posle još nekoliko milijardi godina, one počinju da postaju manje svetle i hladnije, iako se sagorevanje vodonične ljuske nastavlja. One postaju hladni helijumski beli patuljci.[9]

Zvezde veoma velike mase razvijaju se u supergigante koji prate evolucionu stazu koja ih vodi napred i nazad horizontalno preko H-R dijagrama, na desnom kraju čineći crvene supergigante. Oni obično završavaju svoj život kao supernova tipa II. Najmasovnije zvezde mogu postati Volf-Rajeove zvezde, a da uopšte ne postanu džinovi ili supergiganti.[17][18]

Planete

uredi

Prospekti nastanjivosti

uredi

Iako se tradicionalno sugerisalo da će evolucija zvezde u crvenog džina učiniti njen planetarni sistem, ako je prisutan, nenaseljenim, neka istraživanja sugerišu da bi tokom evolucije zvezde od 1 M☉ duž grane crvenog džina, ona mogla da pruža utočište nastanjivoj zoni nekoliko milijardi godina na 2 astronomske jedinice (AJ) do oko 100 miliona godina na 9 AJ, dajući možda dovoljno vremena da se život razvije na odgovarajućem svetu. Posle stadijuma crvenog džina, za takvu zvezdu bi postojala naseljiva zona između 7 i 22 AJ za dodatnih milijardu godina.[19] Kasnije studije su precizirale ovaj scenario, pokazujući kako za zvezdu od 1 M☉ naseljiva zona traje od 100 miliona godina za planetu sa orbitom sličnom onoj Marsa do 210 miliona godina za onu koja kruži na udaljenosti Saturna od Sunca, maksimalno vreme (370 miliona godina) koje odgovara planetama koje kruže na udaljenosti od Jupitera. Međutim, planete koje kruže oko zvezde od 0,5 M☉ u orbitama ekvivalentnim orbitama Jupitera i Saturna bile bi u zoni pogodnoj za život 5,8 milijardi godina, odnosno 2,1 milijardu godina; za zvezde masivnije od Sunca, vremena su znatno kraća.[20]

Proširenje planeta

uredi

Prema podacima iz 2023. godine, nekoliko stotina džinovskih planeta je otkriveno oko gigantskih zvezda.[21] Međutim, ove džinovske planete su masivnije od džinovskih planeta koje se nalaze oko zvezda solarnog tipa. To bi moglo biti zato što su džinovske zvezde masivnije od Sunca (manje masivne zvezde će i dalje biti na glavnoj sekvenci i neće još postati giganti) i očekuje se da će masivnije zvezde imati masivnije planete. Međutim, mase planeta koje su pronađene oko gigantskih zvezda nisu u korelaciji sa masama zvezda; stoga bi planete mogle da rastu u masi tokom faze crvenog džina zvezda. Rast mase planete mogao bi delom biti posledica akrecije usled zvezdanog vetra, iako bi mnogo veći efekat bio prelivanje Rošovog režnja koji bi prouzrokovao prenos mase sa zvezde na planetu kada se džin proširi na orbitalnu udaljenost planete.[22]

Primeri

uredi

Mnoge od poznatih svetlih zvezda su crveni divovi, jer su sjajne i umereno česte. Grana crvenog giganta promenljive zvezde Gama Krusis je najbliža džinovska zvezda M klase na 88 svetlosnih godina.[23] Zvezda iz K1.5 grane crvenog džina Arktur je udaljena 36 svetlosnih godina.[24]

Grana crvenog diva

uredi

Crveno-grudasti džinovi

uredi

Asimptotska grana džinova

uredi

Sunce kao crveni džin

uredi
Главни чланак: Kraj sunca

Sunce će izaći iz glavne sekvence za otprilike 5 milijardi godina i početi da se pretvara u crvenog džina.[27][28] Kao crveni džin, Sunce će porasti tako veliko (preko 200 puta od današnjeg radijusa) (~215 R☉) (~1 [[Astronomical unit|AU) da će progutati Merkur, Veneru i verovatno Zemlju. Izgubiće 38% svog masovnog rasta, a zatim će uginuti i preći u belog patuljka.[29]

Reference

uredi
  1. ^ Boothroyd, A. I.; Sackmann, I. ‐J. (1999). „The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge‐up”. The Astrophysical Journal. 510 (1): 232—250. Bibcode:1999ApJ...510..232B. S2CID 561413. arXiv:astro-ph/9512121  . doi:10.1086/306546. 
  2. ^ Suzuki, Takeru K. (2007). „Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line”. The Astrophysical Journal. 659 (2): 1592—1610. Bibcode:2007ApJ...659.1592S. S2CID 13957448. arXiv:astro-ph/0608195  . doi:10.1086/512600. 
  3. ^ Habing, Harm J.; Olofsson, Hans (2003). „Asymptotic giant branch stars”. Asymptotic Giant Branch Stars. Bibcode:2003agbs.conf.....H. 
  4. ^ Deutsch, A. J. (1970). „Chromospheric Activity in Red Giants, and Related Phenomena”. Ultraviolet Stellar Spectra and Related Ground-Based Observations. 36: 199—208. Bibcode:1970IAUS...36..199D. ISBN 978-94-010-3295-7. doi:10.1007/978-94-010-3293-3_33. 
  5. ^ Vlemmings, Wouter; Khouri, Theo; O’Gorman, Eamon; De Beck, Elvire; Humphreys, Elizabeth; Lankhaar, Boy; Maercker, Matthias; Olofsson, Hans; Ramstedt, Sofia; Tafoya, Daniel; Takigawa, Aki (децембар 2017). „The shock-heated atmosphere of an asymptotic giant branch star resolved by ALMA”. Nature Astronomy (на језику: енглески). 1 (12): 848—853. Bibcode:2017NatAs...1..848V. ISSN 2397-3366. S2CID 119393687. arXiv:1711.01153  . doi:10.1038/s41550-017-0288-9. 
  6. ^ O’Gorman, E.; Harper, G. M.; Ohnaka, K.; Feeney-Johansson, A.; Wilkeneit-Braun, K.; Brown, A.; Guinan, E. F.; Lim, J.; Richards, A. M. S.; Ryde, N.; Vlemmings, W. H. T. (јун 2020). „ALMA and VLA reveal the lukewarm chromospheres of the nearby red supergiants Antares and Betelgeuse”. Astronomy & Astrophysics. 638: A65. Bibcode:2020A&A...638A..65O. ISSN 0004-6361. S2CID 219484950. arXiv:2006.08023  . doi:10.1051/0004-6361/202037756. 
  7. ^ Wedemeyer, Sven; Kučinskas, Arūnas; Klevas, Jonas; Ludwig, Hans-Günter (2017-10-01). „Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars - VI. First chromosphere model of a late-type giant”. Astronomy & Astrophysics (на језику: енглески). 606: A26. Bibcode:2017A&A...606A..26W. ISSN 0004-6361. S2CID 119510487. arXiv:1705.09641  . doi:10.1051/0004-6361/201730405. 
  8. ^ Schwarzschild, Martin (1975). „On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants”. Astrophysical Journal. 195: 137—144. Bibcode:1975ApJ...195..137S. doi:10.1086/153313. 
  9. ^ а б в Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). „The End of the Main Sequence”. The Astrophysical Journal. 482 (1): 420—432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125  . 
  10. ^ а б в Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th изд.). Saunders College Publishing. стр. 321–322. ISBN 0-03-006228-4. 
  11. ^ Tiago L. Campante; Nuno C. Santos; Mário J. P. F. G. Monteiro (3. 11. 2017). Asteroseismology and Exoplanets: Listening to the Stars and Searching for New Worlds: IVth Azores International Advanced School in Space Sciences. Springer. стр. 99—. ISBN 978-3-319-59315-9. 
  12. ^ а б Fagotto, F.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (1994). „Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. IV. Z=0.004 and Z=0.008”. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 105: 29. Bibcode:1994A&AS..105...29F. 
  13. ^ Alves, David R.; Sarajedini, Ata (1999). „The Age-dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump”. The Astrophysical Journal. 511 (1): 225—234. Bibcode:1999ApJ...511..225A. S2CID 18834541. arXiv:astro-ph/9808253  . doi:10.1086/306655. 
  14. ^ Reiners, Ansgar; Basri, Gibor (2009). „On the magnetic topology of partially and fully convective stars”. Astronomy and Astrophysics. 496 (3): 787. Bibcode:2009A&A...496..787R. S2CID 15159121. arXiv:0901.1659  . doi:10.1051/0004-6361:200811450. 
  15. ^ Brainerd, Jerome James (2005-02-16). „Main-Sequence Stars”. Stars. The Astrophysics Spectator. Приступљено 2006-12-29. 
  16. ^ Richmond, Michael. „Late stages of evolution for low-mass stars”. Приступљено 2006-12-29. 
  17. ^ Crowther, P. A. (2007). „Physical Properties of Wolf-Rayet Stars”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 45 (1): 177—219. Bibcode:2007ARA&A..45..177C. S2CID 1076292. arXiv:astro-ph/0610356  . doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. 
  18. ^ Georges Meynet; Cyril Georgy; Raphael Hirschi; Andre Maeder; et al. (12—16. 7. 2010). G. Rauw; M. De Becker; Y. Nazé; J.-M. Vreux; et al., ур. „Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective”. Société Royale des Sciences de Liège, Bulletin (Proceedings of the 39th Liège Astrophysical Colloquium). v1. Liège. 80 (39): 266—278. Bibcode:2011BSRSL..80..266M. arXiv:1101.5873  . 
  19. ^ Lopez, Bruno; Schneider, Jean; Danchi, William C. (2005). „Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?”. The Astrophysical Journal. 627 (2): 974—985. Bibcode:2005ApJ...627..974L. S2CID 17075384. arXiv:astro-ph/0503520  . doi:10.1086/430416. 
  20. ^ Ramirez, Ramses M.; Kaltenegger, Lisa (2016). „Habitable Zones of Post-Main Sequence Stars”. The Astrophysical Journal. 823 (1): 6. Bibcode:2016ApJ...823....6R. S2CID 119225201. arXiv:1605.04924  . doi:10.3847/0004-637X/823/1/6  . 
  21. ^ „Planetary Systems”. exoplanetarchive.ipac.caltech.edu. Приступљено 2023-08-10. 
  22. ^ Jones, M. I.; Jenkins, J. S.; Bluhm, P.; Rojo, P.; Melo, C. H. F. (2014). „The properties of planets around giant stars”. Astronomy & Astrophysics. 566: A113. Bibcode:2014A&A...566A.113J. S2CID 118396750. arXiv:1406.0884  . doi:10.1051/0004-6361/201323345. 
  23. ^ Ireland, M. J.; et al. (мај 2004). „Multiwavelength diameters of nearby Miras and semiregular variables”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 350 (1): 365—374. Bibcode:2004MNRAS.350..365I. S2CID 15830460. arXiv:astro-ph/0402326  . doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07651.x  . 
  24. ^ Abia, C.; Palmerini, S.; Busso, M.; Cristallo, S. (2012). „Carbon and oxygen isotopic ratios in Arcturus and Aldebaran. Constraining the parameters for non-convective mixing on the red giant branch”. Astronomy & Astrophysics. 548: A55. Bibcode:2012A&A...548A..55A. S2CID 56386673. arXiv:1210.1160  . doi:10.1051/0004-6361/201220148. 
  25. ^ а б Howes, Louise M.; Lindegren, Lennart; Feltzing, Sofia; Church, Ross P.; Bensby, Thomas (фебруар 2019). „Estimating stellar ages and metallicities from parallaxes and broadband photometry: successes and shortcomings”. Astronomy & Astrophysics. 622: A27. Bibcode:2019A&A...622A..27H. ISSN 0004-6361. arXiv:1804.08321  . doi:10.1051/0004-6361/201833280. 
  26. ^ Alves, David R. (2000). „K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity”. The Astrophysical Journal. 539 (2): 732—741. Bibcode:2000ApJ...539..732A. S2CID 16673121. arXiv:astro-ph/0003329  . doi:10.1086/309278. 
  27. ^ Nola Taylor Redd. „Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun”. space.com. Приступљено 20. 2. 2016. 
  28. ^ Schröder, K.-P.; Connon Smith, R. (2008). „Distant future of the Sun and Earth revisited”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155—163. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. S2CID 10073988. arXiv:0801.4031  . doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x  . 
  29. ^ Siegel, Ethan (8. 2. 2020). „Ask Ethan: Will The Earth Eventually Be Swallowed By The Sun?”. Forbes (на језику: енглески). Приступљено 12. 3. 2021. 

Literatura

uredi

Spoljašnje veze

uredi

  Mediji vezani za članak Crveni džin na Vikimedijinoj ostavi

Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Crveni_džin&oldid=28519378”