செம்பெருமீன்
.jpg)
செம்பெருமீன் (red giant) அல்லது சிவப்பு அரக்கன் என்பது விண்மீன் படிமலர்ச்சியில் இறுதிக் கட்டத்தில் உள்ள பொலிவுமிக்க தாழ் அல்லது இடைநிலைப் பொருண்மைகொண்ட பெருமீனாகும். இது தோராயமாக, 0.3 முதல் 8 மடங்கு சூரியப் பொருண்மை கொண்டதாகும். வெளிப்புற வளிமண்டலம் உப்பி, இழுப்புடன் ஆரத்தைச் செறிவாக வைத்திருப்பதால் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 5000 கெல்வினுக்கும் குறைவாக, (2500 - 3500 0 C மேற்பரப்பு வெப்பநிலையில் ) இருக்கும். செம்பெருமீனின் தோற்றம் மஞ்சள் வெளிர்சிவப்பில் இருந்து சிவப்பு நிறம் வரை மாறும். இது விண்மீன் வகைப்பாட்டில் K,M கதிர்நிரல் வகைகளில் S வகுப்பு விண்மீன்களாகவும் பெரும்பாலான கரிம விண்மீகளாகவும் அமையலாம். பரவலான செம்பெருமீன்கள் தமது செம்பெருங்கிளைக் கட்டத்தின் முடிவில் உள்ளன. ஆனால் இன்னமும் நீரகம் இணைந்து எல்லியத்தை உருவாக்கும் அணுக்கருத் தொகுப்பு நிகழ்வில் இவை ஈடுபடுகின்ரன. இதன் உள்ளே அகட்டில் சிதைவுறும் எல்லிய நடுப்பகுதி அமையும். மும்மை ஆல்பா வினைவழி எல்லியத்தை கரிமமாக மாற்றும் செந்திரளை (red clump) விண்மீன்களும் செம்பெருமீன்வகையில் அடங்கும்; இவை குளிர்ந்த கிடைக்கிளையின் நடுவிலும் சிதையும் கரிம-உயிரக அகடும் எல்லியம் எரிகின்ற புறக்கூடுமுள்ள அணுகுநிலைப் பெருமீன் கிளையிலும் அமைகின்றன.[1]
மிக அருகில் உள்ள செம்பெருமீன் காமா குரூசிசு ஆகும். இது 88 ஒளியாண்டுகள் தொலைவில் உள்ளது. ஆனால் வெண்சிவப்பு பெருமீன் ஆர்க்தூரசுவைச் சிலர் செம்பெருமீன் எனவே கருதுகின்றனர். இது 36 ஒளியாண்டுகள் தொலைவில் உள்ளது.
பான்மைகள்
[தொகு]
செம்பெருமீன்கள் என்பவை தம் அகட்டு நீரக வளிமம் தீர்ந்து அகட்டைச் சுற்றியமைந்த கூட்டின் நீரகத்தைப் பயன்படுத்தி வெப்ப அணுக்கரு பிணைப்பைத் தொடங்கியுள்ள விண்மீன்களாகும். இவற்றின் ஆரம் சூரியனைப் போல பத்து முதல் நூறு மடங்கு ஆகும். என்றாலும் இவற்றின் புறவுறையின் வெப்பநிலை குறைவாகவே இருப்பதால் இவற்றின் நிறம் வெள்ளிர்சிவப்பாக அமையும். இவற்றின் புறவுறை ஆற்றல் அடர்த்தி குறைவாக இருந்தாலும், இவை அளவில் பெரியனவாக உள்ளதால் சூரியனைவிட பல மடங்கு பொலிவு கொண்டவையாகும். செம்பெருநிலைக்கட்ட வின்மீன்கள் சூரியனைப் போல நூறு முதல் பல நூறு மடங்கு ஒளிர்மையைக் கொண்டவை.|link=y}}), இவை K அல்லது M வகைக் கதிர்நிரல்களைக் கொண்டவை. இவற்றின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 3,000–4,000 கெ பாகையாகும். ஆரமோ சூரிய ஆரத்தைப் போல 20–100 மடங்காகும். (வார்ப்புரு:Solar radius). கிடைக்கிளைநிலையில் உள்ள விண்மீன்கள் மேலும் சூடானவை. அணுகுநிலைப் பெருமீன்கள் பத்து மடங்கு கூடுதல் ஒளிர்மை கொண்டுள்ளன. செம்பெருமீன்களை ஒப்பிடும்போது இவை அருகியே அமைகின்றன.
அணுகுநிலைப் பெருமீன்களில் C-N வகையும் பிந்தைய C-R வகையும் சார்ந்த கரிம விண்மீன்கல் அடங்கும். இவற்றில் உருவாகும் கரிமமும் பிற தனிமங்களும் வெப்பச் சுழற்சியால் மேற்பரப்பை அடையும். இந்நிகழ்வு மேலெழும்பல் நிகழ்வு எனப்படுகிறது.[2] முதல் மேலெழும்பல் செம்பெருநிலை நீரகக் கூடு எரியும்போது ஏற்படுகிறது.ஆனால் அப்பொது மேற்பரப்பில் கரிமம் ஏதும் திரள்வதில்லை. இரண்டாம், மூன்றாம் மேலெழும்பல் அணுகுநிலைப் பெருமீன்களின் எல்லியக் கூடு எரியும்போது ஏற்படும். அப்போது கணிசமான அளவு கரிமம் மேற்பரப்பை அடைகிறது.
பட விளக்கங்களில் காட்டியுள்ளது போலன்றி, செம்பெருமீன்களின் உடுக்கணவெளிக் கணுநீட்சி அல்லது கால் அவ்வளவு தெளிவாக வரையறுக்கப்பட்ட்தல்ல. புறவுறையின் குறைந்த பொருண்மை அடர்த்தியால், இவற்றில் தெளிவான ஒளிக்கோளமும் அமைவதில்லை. மேலும் அது மெல்ல ஒளிமுகடாகி விடுகிறது.[3][4] மிக்க் குளிர்ந்த செம்பெருமீன்கள் ச்க்கலான கதிர்நிரலைப் பெற்றுள்ளன. இவற்றில் மூலக்கூற்று வரிகளும் உமிழ்வு வரிகளும்கூட அமைகின்றன. செம்பெருமீன்களிலும் மீப்பெரு செம்மீன்களிலும் அமையும் மற்றொரு குறிப்பிடத் தக்க கூறுபாடு இவற்றில் சூரியனில் உள்ளதுபோல பல அடுக்கு ஒளிக்கோளக் கூடுகள் அமைவதில்லை. மாறாக சில பேரளவுக் கூடுகளே அமைகின்றன. இதனால், இவ்விருவகை விண்மீன்களிலும் பரவலாக மாறுவிண்மீன்களில் உள்ளது போன்ற பொலிவு மாற்றங்கள் காணப் படுகின்றன.[5]
படிமலர்ச்சி
[தொகு]
செம்பெருமீன்கள் 0.3 முதல் 8 வரையிலான சூரியப் பொருண்மை உள்ள முதன்மை வரிசை விண்மீன்களில் இருந்து படிமலர்ந்தவை.[7] உடுக்கண ஊடகத்தில் நிலவும் மூலக்கூற்று வளிம முகிலில் இருந்து ஒரு விண்மீன் உருவாகும்போது, அதில் முதன்மையாக நீரகமும் எல்லியமும் உள்ளடங்கியிருக்கும்.மேலும் இதில் அணு எண் 2 ஐ விட கூடுதலான பொன்மவியல்புத் தனிமங்களும் அருகிக் காணப்படும். இவை சீராக விண்மீன் முழுவதிலும் கலந்திருக்கும். நீரக அணுக்கருத் தொகுப்புவினையைத் தொடங்கும் அளவுக்கு வெப்பநிலை உயர்ந்தால் அது முதன்மை வரிசை விண்மீன் நிலையை அடைந்த்தாக்க் கருதப்படும். அப்போது அது சில மில்லியன் பாகை வெப்பநிலை அமைந்திருக்கும். இந்நிலையில் நீர்மவியல் சமநிலையை நிறுவும். அதன் முதன்மை வரிசை வாழ்நாளில், தன் அகட்டில் உள்ள நீரகத்தை எல்லியமாக மாற்றும்.அகட்டில் உள்ள நீரகமெல்லாம் இணைந்த்தும் அதன் முதன்மை வரிசை வாணாள் முடிவுறும். சூரியனுக்கு அதன் முதன்மை வரிசை வாணாள் தோராயமாக 10 பில்லியன் ஆண்டுகளாகும். கூடுதலான பொருண்மை கொண்ட விண்மீன்கள் குறைந்த பொருண்மையுள்ள விண்மீன்களை விட விரைந்து எரிவதால் அதன் ஆயுள் குறைவாக அமையும்.[1]
விண்மீன் தன் அகட்டில் உள்ள நீரகத்தைத் தீர்த்ததும், அணுக்கருவினைகள் மேலும் தொடரமுடியாது. எனவே அகடு தனது ஈர்ப்பால் சுருங்கத் தொடங்கும். இந்நிலையில், அகடு சுற்றி அமைந்த கூட்டில் அணுப்பிணைப்பு தொடரும் அளவுக்குப் போதுமான அழுத்தமும் வெப்பநிலையும் அமைந்தால், அவ்வட்டாரத்தில் கூடுதல் நீரகம் நிரம்ப உதவும்.மேலும் உயர் வெப்பநிலை வினைநிகழ் வீதத்தையும் கூட்டுகிறது. இதனால் விண்மீனின் ஒளிர்மை 1,000முதல்10,000 வரை கூடுதலாகும்.அப்போது விண்மீனின் வெளி அடுக்கு பேரளவில் விரிவடைந்து அதன் செம்பெருநிலைக் கட்டத்தைத் தொடங்கி வைக்கும். அப்படி விரிவுறும்போது உருவாகும் எரியும் புறக்கூட்டின் ஆற்றல் மேலும் பரந்த பரப்பில் பரவுவதால், விண்மீனின் மேற்பரப்பில் அமையும் விளைவுறு வெப்பநிலை குறையும். எனவே அதன் கட்புல ஒளி சிவப்பு நெடுக்கத்துக்குப் பெயரும். இந்நிலையில் விண்மீன் செம்பெருமீன் ஆகிறது. உண்மையில் நிறம் அப்போது வெண்சிவப்பாகத் தான் அமையும். இந்நேரத்தில் விண்மீன் ஃஎர்ட்சுபிரங்=இரசெல் (H-R) விளக்கப்படத்தில் செம்பெரு நிலைக்கு எழுவதாகக் கூறப்படுகிறது.[1] அணுப்பிணைப்பால் உருவாகிய ஆற்றலை வெளிப்புற அடுக்குகள் வெப்பச்சுழல்வால் மேற்பரப்புக்குக் கட்த்தும். இது விண்மீனின் உட்பகுதியை (அகட்டில் அல்ல) அணுக்கருத் தொகுப்பு வினையால் எரியச் செய்கிறது. எனவே உட்பகுதி முதன்முதலாக விண்மீனின் மேற்பரப்புக்குக் கொண்டுவரப்படுகிறது. இந்நிகழ்வு முதல் மேலெழும்பல் எனப்படுகிறது.
இந்தச் செம்பெரு நிலையில் விண்மீன் இயங்கும்போது இறுதியில் அகட்டின் முழுக்குலைவில் முடியும். இது விண்மீனின் பொருண்மையைப் பொறுத்து அமையும்.சூரியனுக்கும் 2 மடங்கு சூரியப் பொருண்மைக்கும் குறைவான பொருண்மையுள்ள விண்மீன்களுக்கும்[8] அகடு மேலும் அடர்வாகிட, மேலும் சுருங்காதபடி அப்போது மின்னன் சிதைவு அழுத்தம் போதுமான அளவில் உருவாகிறது. அகடு சிதையத் தொடங்கியதும், வெப்பநிலை தோராயமாக 108K அளவுக்கு உயர்ந்து மும்மை ஆல்பா வினையால் எல்லியம் கரிம்ம் ஆகும் நிலைவரை தொடரும். சிதைவுறும் அகடு இவ்வெப்பநிலையை அடைந்ததும் முழு அகட்டிலும் ஒரே நேரத்தில் எல்லிய அணுப்பிணைவு தொடங்கும். இது எல்லியத் தெறிப்பு எனப்படுகிறது. உயர்பொருண்மை விண்மீன்களில், குலையும் அகட்டின் வெப்பநிலை, அது சிதையப் போதுமான அடர்த்தியை அடையும் முன் 108K அளவுக்கு உயரும். எனவே, எல்லிய அணுப்பிணைப்பு மேலும் இயல்பாக நிகழும். எல்லியத் தெறிப்பேதும் அமையது. தன் அகட்டில் எல்லியப் பிணைவு வினை நிகழத் தொடங்கியதும் விண்மீன் மேலும் சுருங்கிடுவதால் இனியது செம்பெருமீனாகக் கருதப்படாது.[1] விண்மீனின் அகட்டு எல்லியப் பிணைவுக் கட்டம் கிடைக்கிளைநிலையில் அமைவதாக்க் கருதப்படும். இவற்றில் பொன்மச் சுவடு அருகியே காணப்படும். இவ்வகை விண்மீன்கள் பல விண்மீன் கொத்துகளின் ஃஎர்ட்சுபிரங்=இரசெல் (H-R) விளக்கப்படத்தில் கிடைக்கோட்டில் அமைவதால் இவை கிடைக்கிளைநிலையில் அமைவதாகப் பெயரிடப்படுகிறது. மாறாக, பொன்ம உள்ளடக்கம் மிகுந்த எல்லியப் பிணைவு விண்மீன்கள் ஃஎர்ட்சுபிரங்=இரசெல் (H-R) விளக்கப்படத்தில் செஞ்செறிவுநிலையில் அமைகின்றன.[9]
எல்லியப் பிணைப்பை உருவாக்கவல்ல பொருண்மை வாய்ந்த விண்மீன்களில், அகட்டில் உள்ள எல்லியம் த்தீர்ந்துவிட்டால் விண்மீன் மீண்டும் சுருங்கத் தொடங்கும். அப்போது புறவுறையில் உள்ள எல்லியம் பிணைவுறத் தொடங்கும். அதேவேளையில் எல்லியப் பிணைவு நிகழும் உறைக்கு வெளியே உள்ள நீரகப் புறவுறையிலும் அணுப்பிணைவு நிகழும். இதனால் விண்மீன் அதன் இரண்டாம் செம்பெருங்கட்டமான அணுகுகோட்டுநிலைக் கிளை அல்லது வரிசைக்கு நகரும்.[10] எல்லியப் பிணைவு கரிமம்-உயிரகம் உள்ல அகட்டை உருவாக்கும். 8 மடங்கு சூரியப் பொருண்மைக்கும் குறைந்த விண்மீன்[8] தன் கரிம்ம்-உயிரகம் அகட்டில் பிணைவு ஏதும் நிகழ்த்தாது. மாறாக, இரண்டாம் செம்பெருங்கட்ட முடிவில் அது தன் புறவுறை அடுக்குகளை வெளியே வீசி எறியும். இது கோளியல் வளிம வட்டாக மாறும். விண்மீன் வெண்குறளையாக உருமாறும். இதுவே செம்பெருமீனின் இறுதிக் கட்டமாகும்.[1] சூரியப் பொருண்மையுள்ள விண்மீன்களில் மொத்தச் செம்பெருமீன் கட்டம் ஒரு பில்லியன் ஆண்டுகள் நடக்கும். ஆனால், கிடைநிலைக் கட்டமும் அணுகுநிலைக் கட்டமும் இதைவிட பத்து மடங்கு வேகமாகவே முடிந்துவிடும்.
சூரியப் பொருண்மையில் 0.2 முதல் 0.5 பங்கே பொருண்மைகொண்ட[8] விண்மீன்கள் செம்பெருமீனாகத் தகுதவையே என்றாலும் அவை எல்லியப் பிணைவு வினையைத் தொடங்குமளவு பொருண்மை போதாதவையாகும்.[7] இந்த இடைநிலை விண்மீன்கள் ஓரளவு குளிர்ந்து தம் பொலிவைக் கூட்டுகின்றன. ஆனாலும் எல்லிய அகட்டு பற்றவைப்பை உருவாக்கும் செம்பெருங் கட்ட முணையை எட்டமாட்டாதனவாக அமைகின்றன. அந்நிலையில் அவை தம் புற அடுக்குகளை அணுகுநிலைக் காட்டம் போலவே வெளியே வீசி எறிகின்றன. பிறகு அவை வெண்குறளைகளாக உருமாறுகின்றன.
செம்பெருமீன் ஆக மாறாத விண்மீன்கள்
[தொகு]மிகத் தாழ்ந்த பொருண்மையுள்ள விண்மீன்கள் முழுமையாக வெப்பச் சுழற்சி உள்ளவை.[11][12] எனவே அவை பல டிரில்லியன் ஆண்டுகட்குத் தொடர்ந்து நீரகத்தை எல்லியமாக மாற்றுகின்றன[13] இவற்றில் கடைசியில் சிறதளவு நீரகம் மட்டுமே எஞ்சும். அப்போது ஒளிர்மையும் வெப்பநிலையும் உயர்ந்துகொண்டே போகும். இவ்விதம் வெப்பநிலை 50% அளவும் ஒளிர்மை பத்து மடங்கும் உயரும். இதனால் எல்லிய அளவு உயர்ந்து ஒரு மட்ட்த்தில் வெப்ப்ச் சுழற்சியை இழந்துவிடும். எனவே எஞ்சியுள்ல நீரகம் அகட்டில் சிறைப்படும். இது அடுத்த சில பில்லியன் ஆண்டுகளில் நுகரப்படும். நீரக்க் குடு எரியும்போது பொருண்மையைப் பொறுத்து அதன் வெப்பநிலையும் ஒளிர்மையும் உயரும். அப்பொது இது சூரியனைவிட சூடாகும். இதன் ஒளிர்மை தொன்றிய நிலையைக் காட்டிலும் பத்து மடங்கு கூடினாலும் சூரியன் அளவுக்கு ஒளிராது. மேலும் சில பில்லியன் ஆண்டுகட்குப் பின்னர், நீரக்க் கூடு எரிந்துகொண்டிருந்தாலும் ஒளிர்மை குன்றி குளிர்ந்துவிடும். இவை குளிர்ந்த எல்லிய வெண்குரளைகள் ஆகிவிடுகின்றன.[14] மிக உயர்ந்த பொருண்மையுள்ள விண்மீன்கள் மீப்பெரு செம்மின்கள் ஆகின்றன. இவை தம் படிமலர்ச்சித் தடத்தில் எச். ஆர். விளக்கப்படத்தில் கிடைநிலையில் முன்னும் பின்னும் நகர்கின்றன. இதன் வலது முனையில் மீப்பெரு செம்மீன்கள் அமைகின்றன. இவை எப்போதுமே வகை II பெருவிண்மீன் வெடிப்பாகவே முடிகின்றன. மிக உயரெடை விண்மீன்கள் செம்பெரு மீன்களாகவோ மீப்பெரு செம்மீன்களாகவோ மாறாமல் வுல்ஃப்- இரேயத் விண்மீன்கள் ஆகின்றனl.[15][16]
கோள்கள் உள்ளவை
[தொகு]கோள்கள் அமைந்த செம்பெருமீன்கள்: M-வகைப் பெருமீன்களான HD 208527, HD 220074 ; 2014 வரை அறிந்துள்ள சில பத்து[17] போல்லக்சு விண்மீன், காமா செபீ, ஐயோட்டா பேய்மி (Draconis) போன்ற K-வகைப் பெருமீன்கள்.
வாழ்வதற்கான வாய்ப்புகள்
[தொகு]செம்பெரு மீனாக்கக் கட்ட்த்தில் ஏற்கெனவே நிலவும் வாழத்தகுந்த கோள்களே தம் வாழ்தகவை இழக்கும் என்று கருதப்பட்டாலும் அண்மை ஆய்வுகள், ஒரு சூரியப் பொறுண்மைகொண்ட செம்பெருமீன்கள் தம் செம்பெருங்கிளைப் படிமலர்ச்சியின்போது, வாழத்தகு வட்டரத்தை 109 ஆண்டுகட்கு 2 வானியல் அலகுக்கு வெளியேயும் 108 ஆண்டுகட்கு 9 வானியல் அலகு வெளியேயும் பெற்றிருக்கலாம் எனக் கூறுகின்றன. எனவே அத்தகு வட்டாரங்களில் உயிர்தோன்றி படிமலர வாய்ப்புள்ளது. மேலும் செம்பெருமீன் கட்டத்துக்குப் பின்னரும் அவற்றைச் சுற்றி 7 முதல் 22 வானியல் அலகு தொலைவில் கூடுதலாக 109 ஆண்டுகள்வரை இத்தகு வட்டாரங்கள் நிலவும் வாய்ப்பும் உள்ளதென ஆய்வுகள் தெரிவிக்கின்றன.[18]
கோள்கள் பருத்தல்
[தொகு]இதுவரை, அட்டாவது 2014 ஜூன் வரை, 50 பெருங்கோள்கள் பெருவிண்மீன்களைச் சுற்றிவருதல் கண்டறியப்பட்டுள்ளது. இவை சூரியனைச் சுற்றிவரும் பெருங்கோள்களைவிட பெரியவைகளாக உள்ளன. உயர்பொருண்மை விண்மீன்கள் உயர்பொருண்மைக் கோள்களைப் பெற்றிருத்தல் இயல்பானதே. என்றாலும் இவை தம் விண்மீன்களின் பொருண்மையோடு சரியான விகித்த்தில் பொருந்தமையால், கோள்கள் செம்ப்ருமீன் கட்டதில் பொருண்மையில் பெருகிக் கொண்டிருக்கலாம் எனக் கருதப்படுகிறது. இந்த பொருண்மைப் பெருக்கம் உடுக்கண வளிமக் காற்றின் அகந்திரள்வாலோ உரோச் மடல் மிகைப்பாய்வு விளைவாலோ, அதாவது விண்மீனில் இருந்து அது கோளின் வட்டணைத் தொலைவு வரை பெருகும்போது அடில் இருந்து கோளுக்குக் கடத்தப்படும் பொருண்மையாலோ ஏற்படலாம்.[19]
நன்கறிந்த எடுத்துகாட்டுகள்
[தொகு]இரவு வானில் பொலிவோடு காணப்படும் செம்பெருமீன்களாவன:
|
|
|
செம்பெருமீனாகச் சூரியன்
[தொகு]
எதிர்வரும் 5 முதல் 6 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள் சூரியன் தன் அகட்டி உள்ள நீரக எரிபொருள் தீர்ந்துவிட, விரிவடையத் தொடங்கும். பேரளவாக அதன் ஒளிக்கோளம் புவியின் நடப்புநிலை வட்டணைவரை பருத்து விடும். அப்போது அது தன் வளிமண்டலம் முழுவதையும் இழந்துவிடும். இறுதியில் அதைச் சுற்ரி புறக் கோள்முகில் அடுக்குகளும் வெண்குரளை அகடும் மட்டுமே நிலவும். சூரியன் செம்பெருமீனாகிப் படிமலர்தல் நிகழ்வின் படிம ஒப்புருவாக்கம் விரிவாக ஆயப்பட்டுள்ளது, ஆனால் இந்நிலையில் புவி சூரியனால் விழுங்கப்படுமா அல்லது தன் வட்டணையில் இன்னமும் தனியாக சுற்றிக் கொண்டிருக்குமா என்பது மட்டும் இதில் தெளிவாக விளக்கப்படவில்லை. இந்த உறுதியின்மை, சூரியன் நீரகத்தை எரித்து தன்பொருன்மியை இழப்பதால் சமநிலைக்காக கோள்கள் மேலும் எட்டச் சென்றுவிடுவதால் ஏற்படுகிறது. மேலும் 5 முதல் 6.5 பீல்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பின்னர் கோள்களின் வட்டணைத் தொலைவுகளைக் கணக்கிடுவதிலும் உறுதியின்மைகள் நிலவுகின்றன. இவற்றால் புவியின் தலைவிதியை முன்கணிக்க முடியவில்லை. தன் செம்பெருந்தலைக்கட்டத்தில் சூரியனின் பொலிவு இன்றுள்ளதைவிட பல்லாயிரம் மடங்கு பொலிவுடையதாய் இருக்கும். ஆனால் அதன் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை மிகத் தாழ்வாகவே அமையும். அந்நிலையில் புவியின் நீர் முழுவதும் ஆவியாகி விண்வெளிக்கு ஏகிவிடும். எனவே புவியில் உயிர்கள் வாழ்தல் இயலாது.
மேற்கோள்கள்
[தொகு]- ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. pp. 321–322. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண் 0-03-006228-4.
- ↑ எஆசு:10.1086/306546
This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand - ↑ "Measurements of the frequency of starspots on red giant stars". Archived from the original on 2014-10-15. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2016-01-07.
- ↑ orange sphere of the sun
- ↑ Schwarzschild, Martin (1975). "On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants". Astrophysical Journal 195: 137–144. doi:10.1086/153313. Bibcode: 1975ApJ...195..137S.
- ↑ "Seeing into the Heart of Mira A and its Partner". www.eso.org. European Southern Observatory. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2 December 2014.
- ↑ 7.0 7.1 The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp. 420–432.
- ↑ 8.0 8.1 8.2 Bibcode: 1994A&AS..105...29F
- ↑ Harvard University search for orange-yellow clumps
- ↑ எஆசு:10.1086/173407
This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand - ↑ Reiners, A. & Basri, G. On the magnetic topology of partially and fully convective stars Astronomy and Astrophysics vol 496 no.3 pp787–790, March year=2009
- ↑ Brainerd, Jerome James (2005-02-16). "Main-Sequence Stars". Stars. The Astrophysics Spectator. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2006-12-29.
- ↑ Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". பார்க்கப்பட்ட நாள் 2006-12-29.
- ↑ எஆசு:10.1086/304125
This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand - ↑ Crowther, P. A. (2007). "Physical Properties of Wolf-Rayet Stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 45 (1): 177–219. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. Bibcode: 2007ARA&A..45..177C.
- ↑ Georges Meynet; Cyril Georgy; Raphael Hirschi; Andre Maeder et al. (12–16 July 2010). G. Rauw. ed. "Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective". Societe Royale des Sciences de Liege, Bulletin (Proceedings of the th Liege Astrophysical Colloquium). v1 (Li'ege) 80 (39): 266–278. Bibcode: 2011BSRSL..80..266M.
- ↑ "காப்பகப்படுத்தப்பட்ட நகல்". Archived from the original on 2012-12-12. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2016-01-31.
- ↑ 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. doi:10.1086/430416. Bibcode: 2005ApJ...627..974L.
- ↑ The properties of planets around giant stars, M. I. Jones, J. S. Jenkins, P. Bluhm, P. Rojo, C. H. F. Melo, (Submitted on 3 Jun 2014)