stringtranslate.com

Красный гигант

Сферический объект, тускло-красно-черного цвета, с очень сложными и хаотичными, случайно ориентированными узорами различной яркости на его поверхности, на черном фоне.
Моделирование динамики жидкости красного гиганта с гигантскими конвекционными ячейками и пухлой поверхностью

Красный гигант — это яркая гигантская звезда малой или средней массы (примерно 0,3–8 солнечных масс ( M ☉ )) на поздней стадии звездной эволюции . Внешняя атмосфера раздута и разрежена, что делает радиус большим, а температуру поверхности около 5000  К [K] (4700 °C; 8500 °F) или ниже. Внешний вид красного гиганта — от желтовато-белого до красновато-оранжевого, включая спектральные типы K и M, иногда G, а также звезды класса S и большинство углеродных звезд .

Красные гиганты различаются по способу генерации энергии:

Многие из известных ярких звезд являются красными гигантами, поскольку они яркие и умеренно распространены. Звезда K0 RGB Арктур ​​находится в 36 световых годах от нас, а Гакрукс — ближайший гигант класса М, находящийся на расстоянии 88 световых лет.

Красный гигант обычно образует планетарную туманность и в конце своей жизни становится белым карликом .

Характеристики

см. текст рядом и раздел «Солнце как красный гигант»
Иллюстрация, сравнивающая структуру Солнца (слева) и его возможное будущее как красного гиганта (справа; не в масштабе). Вставка внизу справа показывает сравнение размеров.

Красный гигант — это звезда, которая исчерпала запас водорода в своем ядре и начала термоядерный синтез водорода в оболочке, окружающей ядро. Их радиусы в десятки-сотни раз больше радиуса Солнца . Однако их внешняя оболочка имеет более низкую температуру, что придает им желтовато-оранжевый оттенок. Несмотря на более низкую плотность энергии оболочки, красные гиганты во много раз ярче Солнца из-за своих больших размеров. Звезды ветви красных гигантов имеют светимость почти в три тысячи раз больше, чем у Солнца ( L ☉ ); спектральные типы K или M имеют температуру поверхности3000–4000  К (по сравнению с температурой фотосферы Солнца, составляющей почти6000 K ) и радиусами до 200 солнечных ( R ☉ ). Звезды на горизонтальной ветви горячее, с небольшим диапазоном светимости около 75  L ☉ . Звезды асимптотической ветви гигантов варьируются от светимости, аналогичной светимости более ярких звезд ветви красных гигантов, до в несколько раз большей светимости в конце фазы тепловой пульсации.

Среди звезд асимптотической ветви гигантов находятся углеродные звезды типа CN и поздних CR, образующиеся при конвекции углерода и других элементов на поверхность в так называемом выносе . [1] Первый вынос происходит во время горения водородной оболочки на ветви красных гигантов, но не приводит к большому содержанию углерода на поверхности. Второй, а иногда и третий, вынос происходит во время горения гелиевой оболочки на ветви асимптотических гигантов и выносит углерод на поверхность в достаточно массивных звездах.

Звездный лимб красного гиганта не резко определен, в отличие от их изображения на многих иллюстрациях. Скорее, из-за очень низкой плотности массы оболочки, такие звезды не имеют четко выраженной фотосферы , и тело звезды постепенно переходит в « корону ». [2] Самые холодные красные гиганты имеют сложные спектры с молекулярными линиями , эмиссионными особенностями и иногда мазерами , особенно от тепловых пульсирующих звезд AGB. [3] Наблюдения также предоставили доказательства наличия горячей хромосферы над фотосферой красных гигантов, [4] [5] [6] где исследование механизмов нагрева для формирования хромосфер требует трехмерного моделирования красных гигантов. [7]

Еще одной примечательной особенностью красных гигантов является то, что, в отличие от звезд, подобных Солнцу, фотосферы которых имеют большое количество мелких конвекционных ячеек ( солнечных гранул ), фотосферы красных гигантов, а также фотосферы красных сверхгигантов , имеют всего несколько крупных ячеек, особенности которых вызывают изменения яркости, столь распространенные у обоих типов звезд. [8]

Эволюция

ссылаться на текст
На этом изображении прослеживается жизнь звезды , похожей на Солнце , от ее рождения в левой части кадра до ее эволюции в красного гиганта справа спустя миллиарды лет.

Красные гиганты эволюционировали из звезд главной последовательности с массами в диапазоне от примерно 0,3  M ☉ до примерно 8  M ☉ . [9] Когда звезда изначально формируется из коллапсирующего молекулярного облака в межзвездной среде , она содержит в основном водород и гелий с небольшим количеством « металлов » (в астрофизике это относится ко всем элементам тяжелее водорода и гелия). Все эти элементы равномерно смешаны по всей звезде. Звезда «входит» в главную последовательность, когда ее ядро ​​достигает температуры (несколько миллионов кельвинов ), достаточно высокой для начала синтеза водорода-1 (преобладающего изотопа), и устанавливает гидростатическое равновесие . (В астрофизике звездный синтез часто называют «горением», а синтез водорода иногда называют « горением водорода ».) В течение своей жизни на главной последовательности звезда медленно сплавляет водород в ядре в гелий; его жизнь на главной последовательности заканчивается, когда почти весь водород в ядре слит. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет приблизительно 10 миллиардов лет. Более массивные звезды горят непропорционально быстрее и поэтому имеют более короткую продолжительность жизни, чем менее массивные звезды. [10]

Когда звезда в основном исчерпывает водородное топливо в своем ядре, скорость ядерных реакций в ядре снижается, и, таким образом, также снижаются излучение и тепловое давление, создаваемые ядром, которые поддерживают звезду против гравитационного сжатия . Звезда еще больше сжимается, увеличивая давление и, следовательно, температуру внутри звезды (как описано в законе идеального газа ). В конце концов, слой «оболочки» вокруг ядра достигает температур, достаточных для синтеза водорода и, таким образом, генерирует свое собственное излучение и тепловое давление, которое «повторно раздувает» внешние слои звезды и заставляет их расширяться. [11] Оболочка, сжигающая водород, приводит к ситуации, которая была описана как принцип зеркала : когда ядро ​​внутри оболочки сжимается, слои звезды за пределами оболочки должны расширяться. Подробные физические процессы, которые вызывают это, сложны. Тем не менее, поведение необходимо для одновременного соблюдения закона сохранения гравитационной и тепловой энергии в звезде со структурой оболочки. Ядро сжимается и нагревается из-за отсутствия синтеза, и поэтому внешние слои звезды сильно расширяются, поглощая большую часть дополнительной энергии от синтеза оболочки. Этот процесс охлаждения и расширения является стадией субгиганта . Когда оболочка звезды достаточно остывает, она становится конвективной , звезда перестает расширяться, ее светимость начинает увеличиваться, и звезда поднимается по ветви красных гигантов диаграммы Герцшпрунга –Рассела (H–R) . [10] [12]

Изображение звезды Мира А, полученное с Земли с помощью космического телескопа. Облако газа и пыли освещено белесым светом, сконцентрированным в центре изображения; некоторые оттенки синего и желтого видны около центра. Облака закрывают прямой вид на звезду и подсвечиваются спереди и сзади ее светом в зависимости от их ориентации, при этом некоторые из густых темных облаков между звездой и наблюдателем выделяются из-за частичного затенения света от звезды. Изображение быстро темнеет к краям, поскольку облака поглощают и рассеивают свет, сначала становясь все более тусклым и красным, а ближе к краям изображение становится более или менее полностью черным.
Мира А — старая звезда, уже сбрасывающая свои внешние слои в космос.

Эволюционный путь звезды, движущейся по ветви красных гигантов, зависит от массы звезды. Для Солнца и звезд с массой менее 2  M ☉ [13] ядро ​​станет достаточно плотным, так что давление вырождения электронов предотвратит его дальнейшее схлопывание. После того, как ядро ​​выродится , оно продолжит нагреваться, пока не достигнет температуры примерно1 × 10 8  K , достаточно горячо, чтобы начать синтез гелия в углерод посредством процесса тройной альфа . Как только вырожденное ядро ​​достигнет этой температуры, все ядро ​​начнет синтез гелия почти одновременно в так называемой гелиевой вспышке . В более массивных звездах коллапсирующее ядро ​​достигнет этих температур до того, как оно станет достаточно плотным, чтобы выродиться, поэтому синтез гелия начнется гораздо более плавно и не произведет гелиевой вспышки. [10] Фаза синтеза гелия в ядре жизни звезды называется горизонтальной ветвью в бедных металлами звездах , названной так потому, что эти звезды лежат на почти горизонтальной линии на диаграмме H–R многих звездных скоплений. Богатые металлами звезды со синтезом гелия вместо этого лежат на так называемом красном сгустке на диаграмме H–R. [14]

Аналогичный процесс происходит, когда гелий в ядре истощается, и звезда снова коллапсирует, заставляя гелий в оболочке начать синтез. В то же время водород может начать синтез в оболочке сразу за горящей гелиевой оболочкой. Это переводит звезду на асимптотическую ветвь гигантов , вторую фазу красного гиганта. [15] Синтез гелия приводит к образованию углеродно-кислородного ядра. Звезда ниже примерно 8  M ☉ никогда не начнет синтез в своем вырожденном углеродно-кислородном ядре. [13] Вместо этого в конце фазы асимптотической ветви гигантов звезда сбросит свои внешние слои, образовав планетарную туманность с обнаженным ядром звезды, в конечном итоге становясь белым карликом . Выброс внешней массы и создание планетарной туманности в конечном итоге завершают фазу красного гиганта в эволюции звезды. [10] Фаза красного гиганта обычно длится всего около миллиарда лет для звезды солнечной массы, почти все из которых тратится на ветвь красного гиганта. Фазы горизонтальной ветви и асимптотической ветви гиганта протекают в десятки раз быстрее.

Если звезда имеет массу от 0,2 до 0,5  M ☉ , [13] она достаточно массивна, чтобы стать красным гигантом, но не имеет достаточной массы, чтобы инициировать синтез гелия. [9] Эти «промежуточные» звезды несколько остывают и увеличивают свою светимость, но никогда не достигают вершины ветви красных гигантов и вспышки гелиевого ядра. Когда подъем ветви красных гигантов заканчивается, они сбрасывают свои внешние слои, как звезда постасимптотической ветви гигантов, а затем становятся белым карликом.

Звезды, которые не становятся красными гигантами

Звезды с очень малой массой полностью конвективны [16] [17] и могут продолжать синтезировать водород в гелий до триллиона лет [18] , пока водородом не станет лишь малая часть всей звезды. Светимость и температура в это время неуклонно растут, как и у более массивных звезд главной последовательности, но продолжительность этого процесса означает, что температура в конечном итоге увеличивается примерно на 50%, а светимость примерно в 10 раз. В конечном итоге уровень гелия увеличивается до точки, в которой звезда перестает быть полностью конвективной, а оставшийся водород, запертый в ядре, расходуется всего за несколько миллиардов лет. В зависимости от массы температура и светимость продолжают расти в течение некоторого времени во время горения водородной оболочки, звезда может стать горячее Солнца и в десятки раз ярче, чем когда она образовалась, хотя все еще не такой яркой, как Солнце. Еще через несколько миллиардов лет они начинают становиться менее яркими и холодными, хотя горение водородной оболочки продолжается. Они становятся холодными гелиевыми белыми карликами. [9]

Звезды с очень большой массой развиваются в сверхгигантов , которые следуют эволюционному пути , который ведёт их вперед и назад горизонтально по диаграмме H–R, на правом конце образуя красных сверхгигантов . Они обычно заканчивают свою жизнь как сверхновые типа II . Самые массивные звезды могут стать звездами Вольфа–Райе, не становясь гигантами или сверхгигантами вообще. [19] [20]

Планеты

Перспективы обитаемости

Хотя традиционно предполагалось, что эволюция звезды в красного гиганта сделает ее планетную систему , если таковая имеется, непригодной для жизни, некоторые исследования показывают, что в ходе эволюции звезды с массой 1  M☉ вдоль ветви красных гигантов она может иметь пригодную для жизни зону в течение нескольких миллиардов лет на расстоянии 2 астрономических единиц (а.е.) до примерно 100 миллионов лет на расстоянии9 а.е. , что, возможно, даст достаточно времени для развития жизни в подходящем мире. После стадии красного гиганта для такой звезды будет обитаемая зона между7 и 22 а.е. в течение еще одного миллиарда лет. [21] Более поздние исследования уточнили этот сценарий, показав, что для звезды с массой 1  M ☉ обитаемая зона длится от 100 миллионов лет для планеты с орбитой, похожей на орбиту Марса , до 210 миллионов лет для той, которая вращается на расстоянии Сатурна от Солнца, максимальное время (370 миллионов лет) соответствует планетам, вращающимся на расстоянии Юпитера . Однако планеты, вращающиеся вокруг звезды с массой 0,5  M ☉ по орбитам, эквивалентным орбитам Юпитера и Сатурна, будут находиться в обитаемой зоне в течение 5,8 миллиардов лет и 2,1 миллиарда лет соответственно; для звезд, более массивных, чем Солнце, это время значительно короче. [22]

Увеличение планет

По состоянию на 2023 год вокруг гигантских звезд было обнаружено несколько сотен гигантских планет . [23] Однако эти гигантские планеты массивнее гигантских планет, обнаруженных вокруг звезд солнечного типа. Это может быть связано с тем, что гигантские звезды массивнее Солнца (менее массивные звезды все еще будут находиться на главной последовательности и еще не станут гигантами), а более массивные звезды, как ожидается, будут иметь более массивные планеты. Однако массы планет, обнаруженных вокруг гигантских звезд, не коррелируют с массами звезд; следовательно, планеты могут расти в массе во время фазы красного гиганта звезд. Рост массы планеты может быть частично обусловлен аккрецией из звездного ветра, хотя гораздо более существенным эффектом будет переполнение полости Роша , вызывающее перенос массы от звезды к планете, когда гигант расширяется до орбитального расстояния планеты. [24] (Считается, что аналогичный процесс в системах с несколькими звездами является причиной большинства новых звезд и сверхновых типа Ia .)

Примеры

Многие из известных ярких звезд являются красными гигантами, потому что они светятся и умеренно распространены. Переменная звезда ветви красных гигантов Гамма Южного Креста является ближайшей гигантской звездой класса М на расстоянии 88 световых лет. [25] Звезда ветви красных гигантов K1.5 Арктур ​​находится на расстоянии 36 световых лет. [26]

Ветвь красных гигантов

Красногрудые гиганты

Асимптотическая гигантская ветвь

Солнце как красный гигант

Солнце выйдет из главной последовательности примерно через 5 миллиардов лет и начнет превращаться в красного гиганта. [29] [30] Будучи красным гигантом, Солнце станет настолько большим (более чем в 200 раз больше своего современного радиуса : ~ 215 R ☉ ; ~ 1  а.е. ) что он поглотит Меркурий , Венеру , и , вероятно , Землю. Он потеряет 38% своей массы , растущий, затем умрет в белый карлик . [31]

Ссылки

  1. ^ Бутройд, AI; Сакманн, I. -J. (1999). «Изотопы CNO: глубокая циркуляция в красных гигантах и ​​первое и второе выемка». The Astrophysical Journal . 510 (1): 232–250. arXiv : astro-ph/9512121 . Bibcode : 1999ApJ...510..232B. doi : 10.1086/306546. S2CID  561413.
  2. ^ Suzuki, Takeru K. (2007). «Структурированные ветры красных гигантов с намагниченными горячими пузырями и разделительная линия короны/холодного ветра». The Astrophysical Journal . 659 (2): 1592–1610. arXiv : astro-ph/0608195 . Bibcode : 2007ApJ...659.1592S. doi : 10.1086/512600. S2CID  13957448.
  3. ^ Хабинг, Харм Дж.; Олофссон, Ганс (2003). "Асимптотические звезды ветви гигантов". Асимптотические звезды ветви гигантов . Bibcode :2003agbs.conf.....H.
  4. ^ Deutsch, AJ (1970). "Хромосферная активность красных гигантов и связанные с ними явления". Ультрафиолетовые звездные спектры и связанные с ними наземные наблюдения . Том 36. стр. 199–208. Bibcode :1970IAUS...36..199D. doi :10.1007/978-94-010-3293-3_33. ISBN 978-94-010-3295-7.
  5. ^ Влеммингс, Воутер; Хури, Тео; О'Горман, Имон; Де Бек, Эльвир; Хамфрис, Элизабет; Ланхаар, Бой; Меркер, Матиас; Олофссон, Ганс; Рамштедт, София; Тафойя, Дэниел; Такигава, Аки (декабрь 2017 г.). «Ударно-нагретая атмосфера асимптотической звезды ветви гиганта, разрешенная ALMA». Природная астрономия . 1 (12): 848–853. arXiv : 1711.01153 . Бибкод : 2017NatAs...1..848В. дои : 10.1038/s41550-017-0288-9. ISSN  2397-3366. S2CID  119393687.
  6. ^ O'Gorman, E.; Harper, GM; Ohnaka, K.; Feeney-Johansson, A.; Wilkeneit-Braun, K.; Brown, A.; Guinan, EF; Lim, J.; Richards, AMS; Ryde, N.; Vlemmings, WHT (июнь 2020 г.). "ALMA и VLA обнаруживают теплые хромосферы соседних красных сверхгигантов Antares и Betelgeuse". Astronomy & Astrophysics . 638 : A65. arXiv : 2006.08023 . Bibcode :2020A&A...638A..65O. doi :10.1051/0004-6361/202037756. ISSN  0004-6361. S2CID  219484950.
  7. ^ Ведемейер, Свен; Кучинскас, Арунас; Клевас, Йонас; Людвиг, Ганс-Гюнтер (1 октября 2017 г.). "Трехмерная гидродинамическая модель атмосфер красных гигантских звезд CO5BOLD - VI. Первая модель хромосферы гиганта позднего типа". Астрономия и астрофизика . 606 : A26. arXiv : 1705.09641 . Bibcode :2017A&A...606A..26W. doi :10.1051/0004-6361/201730405. ISSN  0004-6361. S2CID  119510487.
  8. ^ Шварцшильд, Мартин (1975). «О масштабе фотосферной конвекции в красных гигантах и ​​сверхгигантах». Astrophysical Journal . 195 : 137–144. Bibcode : 1975ApJ...195..137S. doi : 10.1086/153313 .
  9. ^ abc Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, FC (1997). "Конец главной последовательности". The Astrophysical Journal . 482 (1): 420–432. Bibcode :1997ApJ...482..420L. doi : 10.1086/304125 .
  10. ^ abcd Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Введение в астрономию и астрофизику (4-е изд.). Saunders College Publishing. стр. 321–322. ISBN 0-03-006228-4.
  11. ^ "Stars". NASA Science Mission Directorate . 16 марта 2012 г. Получено 29 августа 2023 г.
  12. ^ Тьяго Л. Кампанте; Нуно К. Сантос; Марио JPFG Монтейро (3 ноября 2017 г.). Астеросейсмология и экзопланеты: слушая звезды и поиск новых миров: IV Азорская международная школа повышения квалификации в области космических наук. Спрингер. стр. 99–. ISBN 978-3-319-59315-9.
  13. ^ abc Fagotto, F.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (1994). "Эволюционные последовательности звездных моделей с новыми лучистыми непрозрачностями. IV. Z=0,004 и Z=0,008". Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 105 : 29. Bibcode :1994A&AS..105...29F.
  14. ^ Alves, David R.; Sarajedini, Ata (1999). «Зависящие от возраста светимости красного гигантского ветвления Bump, асимптотического гигантского ветвления Bump и горизонтального красного скопления Branch». The Astrophysical Journal . 511 (1): 225–234. arXiv : astro-ph/9808253 . Bibcode : 1999ApJ...511..225A. doi : 10.1086/306655. S2CID  18834541.
  15. ^ Сакманн, И. -Дж.; Бутройд, А.И.; Крамер, К.Е. (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». The Astrophysical Journal . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ...418..457S. doi : 10.1086/173407 .
  16. ^ Райнерс, Ансгар; Басри, Гибор (2009). «О магнитной топологии частично и полностью конвективных звезд». Астрономия и астрофизика . 496 (3): 787. arXiv : 0901.1659 . Bibcode : 2009A&A...496..787R. doi : 10.1051/0004-6361:200811450. S2CID  15159121.
  17. ^ Брейнерд, Джером Джеймс (16 февраля 2005 г.). "Звезды главной последовательности". Звезды . The Astrophysics Spectator. Архивировано из оригинала 6 декабря 2006 г. Получено 29 декабря 2006 г.
  18. ^ Ричмонд, Майкл. "Поздние стадии эволюции маломассивных звезд" . Получено 29 декабря 2006 г.
  19. ^ Crowther, PA (2007). «Физические свойства звезд Вольфа-Райе». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Bibcode : 2007ARA&A..45..177C. doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. S2CID  1076292.
  20. ^ Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Рафаэль Хирши; Андре Медер; и др. (12–16 июля 2010 г.). Г. Раув; М. Де Беккер; Ю. Назе; Ж.-М. Врё; и др. (ред.). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива одной массивной звезды». Société Royale des Sciences de Liège, Бюллетень (Материалы 39-го Льежского астрофизического коллоквиума) . в1. 80 (39). Льеж: 266–278. arXiv : 1101.5873 . Бибкод : 2011BSRSL..80..266M.
  21. ^ Лопес, Бруно; Шнайдер, Джин; Данчи, Уильям К. (2005). «Может ли жизнь развиться в расширенных обитаемых зонах вокруг красных гигантских звезд?». The Astrophysical Journal . 627 (2): 974–985. arXiv : astro-ph/0503520 . Bibcode : 2005ApJ...627..974L. doi : 10.1086/430416. S2CID  17075384.
  22. ^ Рамирес, Рамзес М.; Кальтенеггер, Лиза (2016). «Обитаемые зоны звезд после главной последовательности». The Astrophysical Journal . 823 (1): 6. arXiv : 1605.04924 . Bibcode :2016ApJ...823....6R. doi : 10.3847/0004-637X/823/1/6 . S2CID  119225201.
  23. ^ "Планетные системы". exoplanetarchive.ipac.caltech.edu . Получено 10 августа 2023 г. .
  24. ^ Джонс, MI; Дженкинс, JS; Блюм, P.; Рохо, P.; Мело, CHF (2014). «Свойства планет вокруг гигантских звезд». Астрономия и астрофизика . 566 : A113. arXiv : 1406.0884 . Bibcode : 2014A&A...566A.113J. doi : 10.1051/0004-6361/201323345. S2CID  118396750.
  25. ^ Ирландия, MJ; и др. (май 2004 г.). «Многоволновые диаметры близких мир и полурегулярных переменных». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 350 (1): 365–374. arXiv : astro-ph/0402326 . Bibcode : 2004MNRAS.350..365I. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07651.x . S2CID  15830460.
  26. ^ Abia, C.; Palmerini, S.; Busso, M.; Cristallo, S. (2012). "Изотопные отношения углерода и кислорода в Арктуре и Альдебаране. Ограничение параметров для неконвективного смешивания на ветви красных гигантов". Astronomy & Astrophysics . 548 : A55. arXiv : 1210.1160 . Bibcode :2012A&A...548A..55A. doi :10.1051/0004-6361/201220148. S2CID  56386673.
  27. ^ ab Howes, Louise M.; Lindegren, Lennart; Feltzing, Sofia; Church, Ross P.; Bensby, Thomas (февраль 2019 г.). «Оценка возраста звезд и металличности по параллаксам и широкополосной фотометрии: успехи и недостатки». Astronomy & Astrophysics . 622 : A27. arXiv : 1804.08321 . Bibcode :2019A&A...622A..27H. doi :10.1051/0004-6361/201833280. ISSN  0004-6361.
  28. ^ Alves, David R. (2000). «Калибровка K-диапазона светимости красного сгустка». The Astrophysical Journal . 539 (2): 732–741. arXiv : astro-ph/0003329 . Bibcode : 2000ApJ...539..732A. doi : 10.1086/309278. S2CID  16673121.
  29. ^ Нола Тейлор Редд. «Красные гигантские звезды: факты, определение и будущее Солнца». space.com . Получено 20 февраля 2016 г.
  30. ^ Шредер, К.-П.; Коннон Смит, Р. (2008). «Отдалённое будущее Солнца и Земли снова». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 386 (1): 155–163. arXiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008MNRAS.386..155S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID  10073988.
  31. ^ Сигел, Итан (8 февраля 2020 г.). «Спросите Итана: будет ли Земля в конечном итоге поглощена Солнцем?». Forbes . Получено 12 марта 2021 г.

Внешние ссылки

Медиа, связанные с красными гигантами на Wikimedia Commons