Astronomia

Quando esattamente una sottogigante diventa una gigante rossa?

Quando esattamente una sottogigante diventa una gigante rossa?

Una domanda semplice, ma interessante credo. Capisco che dopo l'esaurimento dell'idrogeno sulla sequenza principale, la sequenza post principale inizia con l'SGB dove bruciano l'idrogeno in un guscio attorno al nucleo di elio. Sappiamo anche che le stelle sotto $ 2 M_{odot }$ sperimentano un lampo di elio e iniziano la fusione del nucleo di elio dopo la punta della gigante rossa. Considerando che le stelle maggiori di $2 M_{odot }$ non sperimentano questo flash di elio e iniziano a bruciare il nucleo di He immediatamente dopo l'SGB senza un flash di elio (stelle molto massicce bruciano l'elio sulla sequenza principale).

La mia domanda ora è quale processo fisico specifico avviene in una sottogigante, il che la rende una gigante rossa in seguito?

Grazie in anticipo (sono molto disponibile anche per spiegazioni matematiche/fisiche, dato che studio fisica da solo).


Non so se questo risponde alla tua domanda, ma entrambe le stelle subiscono lo stesso processo, quello che succede alle subgiganti è che la nuvola di elettroni liberi interrompe un po' il processo, ma nelle stelle massicce questa nuvola non è stata alterata.

Nube di elettroni degenerati: particelle non interagenti con pressione e altre caratteristiche fisiche determinate da effetti quantomeccanici. È l'analogo di un gas ideale nella meccanica classica. Lo stato degenere della materia, in quanto devia da un gas ideale, si presenta a densità straordinariamente elevate (nelle stelle compatte) oa temperature estremamente basse nei laboratori. Si verifica per particelle di materia come elettroni, neutroni, protoni e fermioni in generale e nel qual caso viene indicato come materia degenerata da elettroni, materia degenerata da neutroni e così via. In una miscela di particelle, come ioni ed elettroni in nane bianche o metalli, gli elettroni possono essere degenerati, mentre gli ioni no.


Passiamo attraverso le fasi dell'evoluzione post-sequenza principale. Per riferimento, le immagini e gran parte del contenuto sono stati estratti da An Introduction to Modern Astrophysics di Carroll e Ostlie. Lo suddividerò in stelle di piccola massa ($sim1:mathrm{M_odot}$) e stelle di massa intermedia (($sim5:mathrm{M_odot}$)

Evoluzione di massa ridotta

Sopra c'è un diagramma H-R che rappresenta il percorso di una stella di bassa massa attraverso lo spazio delle fasi luminosità-temperatura. La stella lascia la Sequenza Principale dell'Età Zero (ZAMS) una volta che il nucleo della stella ha esaurito l'idrogeno e la fusione dell'idrogeno in elio cessa. Come hai affermato, inizi ad avere una leggera contrazione del nucleo e quindi l'idrogeno in un guscio attorno al nucleo inizia a bruciare, producendo un guscio di elio. La combustione di questo guscio di idrogeno fa sì che il nucleo continui a crescere di dimensioni e ad un certo punto raggiungi il limite di Schonberg-Chandrasekhar, essenzialmente il limite di massa per il nucleo che è in grado di sostenere la pressione gravitazionale di se stesso e dell'involucro. Una volta che il nucleo diventa troppo massiccio, si contrae rapidamente, rilasciando molta energia potenziale gravitazionale che viene scaricata nell'involucro, provocandone il surriscaldamento. A questo punto, la stella si trova alla fine della porzione del percorso del Sub-Giant Branch (SGB) e sta per entrare nel Red Giant Branch (RGB).

Con un nucleo che collassa (e la combustione continua del guscio di idrogeno) che produce enormi quantità di energia e un involucro che si sta riscaldando, la stella ha bisogno di raggiungere un equilibrio. Ciò si ottiene espandendo drasticamente l'involucro. Questo, direi, è quando la stella diventa una gigante rossa. Dopo che l'energia di contrazione del nucleo è stata scaricata nell'involucro e l'involucro si è espanso a causa del riscaldamento. Dopo questo punto accadono molte più cose, incluso un dragaggio dal nucleo e il flash dell'elio, ma questo esula dallo scopo della tua domanda.

Evoluzione di massa intermedia

Questo è il diagramma H-R che rappresenta il percorso di una stella di massa intermedia mentre lascia lo ZAMS. La maggior parte della descrizione che ho fornito sopra è applicabile qui, in quanto la stella di massa intermedia segue lo stesso processo. Ci sono solo alcune differenze nei dettagli. La principale differenza che puoi notare è che quando la stella si muove lungo l'SGB, in realtà diminuisce di luminosità verso la fine prima di avventurarsi nell'RGB. Ciò è dovuto semplicemente al fatto che dopo che il nucleo si contrae e rilascia energia nell'involucro, l'involucro è molto più grande del caso a bassa massa, che può assorbire molta più energia prima di dover riequilibrare. Per un po', il nucleo si contrae, scaricando energia nell'involucro, e la luminosità complessiva della stella diminuisce perché l'energia del nucleo non ha ancora trovato la via d'uscita dalla stella, ma la stella ora è più piccola. Una volta che l'involucro raggiunge il suo picco di consumo energetico, si espande, proprio come nello stato di massa bassa $-$ ci vuole semplicemente più tempo ed energia per raggiungere questo punto.


La definizione semplice è in termini di dove si trova una stella sulla sua traccia evolutiva nel diagramma HR (vedi sotto). Le stelle del ramo subgigante sono quelle che hanno esaurito il loro nucleo di idrogeno e che stanno bruciando idrogeno in un guscio ma i loro nuclei di He non hanno iniziato a contrarsi in modo significativo. La netta ripresa della luminosità segna l'inizio del ramo della gigante rossa. Ciò si verifica quando il nucleo diventa significativamente più massiccio, non può sostenersi idrostaticamente e inizia a contrarsi. Allo stesso tempo l'involucro si espande e diventa convettivo e il guscio che brucia H si sposta verso l'interno e aumenta di temperatura e luminosità.

La punta del ramo della gigante rossa è dove viene acceso. Questo avviene in modo "esplosivo" in un nucleo degenere se la stella è al di sotto di circa $2M_{odot}$ (non $5M_{odot}$), ma inizia senza intoppi nelle stelle di massa più elevata. Questo fa sì che il nucleo si espanda, spinge fuori il guscio che brucia H e riduce la luminosità.

Diagramma HR che mostra la posizione dei rami della subgigante e della gigante rossa sulle tracce evolutive per stelle di massa diversa. Le tracce iniziano dalla sequenza principale ed evolvono fino alla fine della sequenza principale, attraverso il ramo subgigante, alzano il ramo della gigante rossa, che termina quando inizia la combustione del nucleo e le stelle diventano meno luminose e più calde.


Giganti rosse e pianeti su cui vivere

Gli astronomi hanno a lungo pensato che il posto migliore per la vita come la conosciamo sia un pianeta nella "zona abitabile" - la gamma di orbite che porta a pianeti con acqua liquida - che circondano una stella della sequenza principale come il nostro sole. Gli scrittori di fantascienza lo sanno bene e ora gli astronomi stanno ripensando al lavoro passato.

L'astrofisico americano William Danchi e i colleghi francesi Bruno Lopez e Jean Scheider sostengono che la ricerca dei pianeti non dovrebbe essere limitata alle stelle della sequenza principale come il nostro sole. La sequenza principale è solo il primo periodo stabile della vita del nostro sole, quando inizia a bruciare il suo idrogeno attorno a un nucleo di elio in crescita, offre un altro periodo di diversi miliardi di anni di stabilità. Infine, le stelle che hanno la massa giusta alla fine diventano giganti rosse, la temperatura del nucleo della stella aumenta man mano che si restringe, ma gli strati esterni si espandono e si raffreddano. La "zona abitabile" di una gigante rossa (come sarà il sole) si estende da circa 630 milioni di miglia a 2 miliardi di miglia.

Danchi, Lopez e Schneider sostengono che circa 150 stelle sub-giganti e giganti rosse si trovano entro 100 anni luce dalla Terra (rispetto a circa 1.000 stelle della sequenza principale). La missione spaziale Terrestrial Planet Finder della NASA si concentrerà solo sulle stelle della sequenza principale. Queste stelle avranno pianeti abitabili che sono più lontani dai loro soli, e saranno quindi più facili da trovare nel bagliore delle stelle madri.

Gli autori di fantascienza hanno usato a lungo le stelle giganti rosse come un luogo conveniente per le civiltà aliene, spesso è usato per indicare il pianeta di una civiltà molto antica e saggia. Nel suo romanzo del 1953 Childhood's End, Arthur C. Clarke descrive il pianeta dei Superni che sono venuti per aiutare la Terra attraverso una difficile fase di sviluppo:

Questo era il momento supremo della sua vita: ora sarebbe stato il primo essere umano a guardare un mondo illuminato da un altro sole.

Faceva freddo, anche se non a disagio. La luce del grande sole rosso basso all'orizzonte era abbastanza ampia per gli occhi umani, ma Jan si chiese quanto tempo sarebbe passato prima che desiderasse ardentemente il verde e il blu. Poi vide quell'enorme mezzaluna sottile come un'ostia che si alzava nel cielo come un grande arco posato accanto al sole. Lo fissò a lungo prima di rendersi conto che il suo viaggio non era ancora del tutto finito. Quello era il mondo dei Superni. Questo doveva essere il suo satellite, semplicemente la base da cui operavano le loro navi.

Leggi di più su Le stelle morenti potrebbero rendere abitabili i pianeti ghiacciati. Se sei preoccupato che la Terra non si trovi più nella "zona abitabile" quando il nostro sole diventa una gigante rossa, leggi cosa hanno da dire gli autori di fantascienza sullo spostamento di un pianeta.


Stella gigante

I nostri redattori esamineranno ciò che hai inviato e determineranno se rivedere l'articolo.

stella gigante, ogni stella avente un raggio relativamente grande per la sua massa e temperatura poiché l'area radiante è corrispondentemente grande, la luminosità di tali stelle è elevata. Le sottoclassi di giganti sono supergiganti, con raggi e luminosità ancora più grandi per le loro masse e temperature (vedere stella supergigante) giganti rosse, che hanno basse temperature ma sono di grande luminosità e subgiganti, che hanno raggi e luminosità leggermente ridotti.

Alcuni giganti hanno luminosità centinaia di migliaia di volte quella del Sole. La loro posizione nel diagramma di Hertzsprung-Russell è al di sopra della sequenza principale, in cui cadono la maggior parte delle stelle, chiamate invece stelle nane. Le masse di giganti e supergiganti possono essere da 10 a 30 volte quella del Sole, ma i loro volumi sono spesso da 1.000.000 a 10.000.000 di volte maggiori. Quindi, sono stelle "diffuse" a bassa densità.

Questo articolo è stato recentemente rivisto e aggiornato da Robert Lewis, Assistant Editor.


Spettacolare nuvola arcobaleno nello spazio generata dalla resa dei conti cosmica tra le stelle

Una splendida nuvola di gas color arcobaleno circonda un paio di stelle che l'hanno scacciata qualche centinaio di anni fa.

Utilizzando l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), gli astronomi hanno osservato il sistema stellare binario chiamato HD101584, rivelando una particolare nube di gas che si ritiene sia il risultato di uno scontro tra le due stelle, secondo una dichiarazione dell'European Southern Observatory.

Dati da ALMA e l'esperimento Atacama Pathfinder (APEX) mostra che una delle stelle è diventata così grande da inghiottire l'altra. Mentre la stella più piccola si muoveva a spirale verso la sua compagna stellare gigante, ha fatto sì che la stella più grande, simile al sole, perdesse i suoi strati esterni, provocando l'espansione delle nuvole di gas catturate nelle immagini ALMA appena rilasciate.

Tipicamente, quando le stelle simili al sole bruciano attraverso tutto l'idrogeno al loro interno, diventano a stella gigante rossa brillante. Quando questo tipo di stella muore, perde i suoi strati esterni, lasciando dietro di sé un residuo caldo e denso chiamato nana bianca.

Tuttavia, l'evoluzione della gigante rossa in HD101584 "è stata interrotta prematuramente e drammaticamente quando una vicina stella compagna di piccola massa è stata inghiottita dal gigante", Hans Olofsson, astronomo della Chalmers University of Technology in Svezia che ha guidato nuove ricerche sul coppia di stelle, detto nella dichiarazione.

Mentre la stella più piccola si dirigeva a spirale verso la sua compagna più grande, si formavano getti di gas che, a loro volta, spingevano nello spazio il materiale espulso dalla gigante rossa. Questo processo ha formato gli anelli di gas e le brillanti macchie blu e rosse di materiale viste in le immagini di ALMA. Le nuvole di gas blu rappresentano il materiale che si muove più velocemente verso di noi, mentre le nuvole di gas rosse rappresentano il materiale che si allontana più velocemente da noi, secondo la dichiarazione.

Sulla base delle osservazioni di ALMA, i ricercatori suggeriscono che la stella compagna di piccola massa sia stata catturata dalla stella gigante rossa quando ha raggiunto una dimensione critica solo poche centinaia di anni fa, secondo la dichiarazione.

La stella più piccola si è avvicinata a spirale verso la gigante rossa, ma si è fermata prima di raggiungere il suo nucleo, motivo per cui la coppia appare così vicina ed è rappresentata come un singolo punto luminoso al centro dell'immagine di ALMA.

"Attualmente, possiamo descrivere i processi di morte comuni a molte stelle simili al sole, ma non possiamo spiegare perché o esattamente come accadono", ha detto Sofia Ramstedt, coautrice della nuova ricerca e astronoma dell'Università di Uppsala in Svezia. nella dichiarazione. "HD101584 ci fornisce importanti indizi per risolvere questo enigma poiché è attualmente in una breve fase di transizione tra il meglio stadi evolutivi studiati. Con immagini dettagliate dell'ambiente di HD101584 possiamo stabilire la connessione tra la stella gigante che era prima e il resto stellare che diventerà presto".

Le loro scoperte sono stati pubblicati lo scorso anno sulla rivista Astronomy & Astrophysics.


Stella della sequenza principale:

La maggior parte di tutte le stelle della nostra galassia, e anche l'Universo, sono stelle della sequenza principale. Il nostro Sole è una stella di sequenza principale, così come i nostri vicini più prossimi, Sirio e Alpha Centauri A. Le stelle di sequenza principale possono variare in dimensioni, massa e luminosità, ma fanno tutte la stessa cosa: convertire l'idrogeno in elio nei loro nuclei , rilasciando un'enorme quantità di energia.

Una stella nella sequenza principale è in uno stato di equilibrio idrostatico. La gravità sta tirando la stella verso l'interno e la leggera pressione di tutte le reazioni di fusione nella stella la spinge verso l'esterno. Le forze interne ed esterne si bilanciano a vicenda e la stella mantiene una forma sferica. Le stelle nella sequenza principale avranno una dimensione che dipende dalla loro massa, che definisce la quantità di gravità che le spinge verso l'interno.

Il limite di massa inferiore per una stella della sequenza principale è circa 0,08 volte la massa del Sole, o 80 volte la massa di Giove. Questa è la quantità minima di pressione gravitazionale necessaria per innescare la fusione nel nucleo. Le stelle possono teoricamente crescere fino a oltre 100 volte la massa del Sole.


Discussione: quanto tempo impiega una stella per diventare una gigante rossa?

Supponiamo di avere una stella alla fine della sua vita nella sequenza principale e che tutto o la maggior parte dell'idrogeno del fusibile(?) si sia trasformato in elio. Ora, da quello che ho letto nel mio libro di astrofisica, quello che accadrà è che la stella diventerà più piccola e più luminosa, poiché la pressione di radiazione non bilancia più la gravità. Alla fine, il nucleo si sarà compresso abbastanza da avviare la fusione dell'elio e la stella si espanderà fino a diventare una gigante rossa.

Quello che mi chiedo è quanto tempo richiede questo processo. Il punto di partenza è un po' vago - la mia impressione è che una stella sia più o meno costante in temperatura e luminosità fino a un certo punto della sua vita, quindi chiamalo inizio. Quanto tempo sarebbe tra questo punto e l'inizio della fusione dell'elio, e dalla fusione dell'elio fino a quando la stella smette di espandersi?

Inoltre, come varia la luminosità durante questo processo? Ho una sorta di idea, ma sarebbe utile se qualcuno avesse un puntatore a un diagramma nel tempo di qualche tipo.


La situazione è emersa durante una sessione di gioco di ruolo, che ci crediate o no. Non lo sapevo e non riuscivo a trovare la risposta, quindi ho dovuto falsificarla. operazioni:


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La nascita delle stelle La morte delle stelle
Stelle simili al sole
(Fino a 1,5 volte la massa del Sole)
Stelle enormi
(Da 1,5 a 3 volte la massa del Sole)
Stelle giganti
(Più di 3 volte la massa del Sole)

IL CICLO DI VITA DELLE STELLE
Le stelle nascono nelle nebulose. Enormi nubi di polvere e gas collassano sotto le forze gravitazionali, formando protostelle. Queste giovani stelle subiscono un ulteriore collasso, formando stelle di sequenza principale.

Le stelle si espandono man mano che invecchiano. Quando il nucleo esaurisce l'idrogeno e quindi l'elio, i contatti del nucleo e gli strati esterni si espandono, si raffreddano e diventano meno luminosi. Questa è una gigante rossa o una super gigante rossa (a seconda della massa iniziale della stella). Alla fine crollerà ed esploderà. Il suo destino è determinato dalla massa originale della stella che diventerà una nana nera, una stella di neutroni o un buco nero.


Curiosità

Qual è la stella più luminosa nel cielo notturno?

A parte il nostro Sole, la stella più luminosa nel cielo notturno è Sirio. Sirio è anche la stella più luminosa della costellazione del Cane Maggiore. Ci sono stelle più luminose di Sirius là fuori, tuttavia, Sirius si trova molto più vicino a noi, quindi sembra più luminoso.

Perché le stelle brillano?

Alcune stelle hanno variazioni di luminosità per un periodo di tempo. Diventano sempre più deboli e poi iniziano a brillare sempre più luminosi. Tuttavia, le stelle brillano a causa dell'atmosfera della nostra Terra.

Le turbolenze, o il movimento dell'aria, possono influenzare la luce che percepiamo da una stella per piegarsi leggermente, quindi crea questa illusione che la stella splenda.

Di che colore è la stella più calda?

Le stelle più calde dell'Universo sono tipicamente di colore blu. Sono stelle di tipo O e sono molte volte più calde del nostro Sole. 10 Lacerta, ad esempio, è una stella di tipo O e le sue temperature superficiali medie sono di circa 36.000 K. Ciò significa che è più di 6,2 volte più calda del nostro Sole, che ha temperature di 5.778 K.

Le stelle nane bianche, d'altra parte, sono ancora più calde. Possono raggiungere temperature fino a 100.000 K, o più di 17 volte più calde del nostro Sole. Alcune nane bianche sono anche più calde di così.


Che carburante usa una gigante rossa?

So che una stella brucia l'idrogeno in elio come combustibile, ma che dire delle giganti rosse? Ho provato a cercare su Google, ma la gente continua a dire che i giganti rossi muoiono semplicemente bruciando il suo carburante.

Le giganti rosse non sono così importanti cosa è x27s? fusione, ma piuttosto dove avviene la fusione.

Una stella come il nostro Sole fonderà l'idrogeno in elio nel suo nucleo. Dopo miliardi di anni, il nucleo inizia a essere inquinato da tutta la "quotazione" di elio che si è formata dalla fusione dell'idrogeno, rendendo la fusione del nucleo sempre meno efficiente. Tuttavia, c'è ancora idrogeno relativamente puro in un guscio che circonda il nucleo (poiché l'elio è più denso dell'idrogeno e non c'è molta convezione in quell'area, tende a rimanere al centro della stella).

Ad un certo punto, la fusione dell'idrogeno nel nucleo è così inefficiente che non può più produrre abbastanza pressione di radiazione per spingere contro la gravità della stella e gli strati esterni iniziano a cadere verso l'interno. Combinato con la cenere di elio nel nucleo, che è abbastanza denso da far sì che la gravità superficiale attorno a questa palla di cenere sia piuttosto elevata, improvvisamente c'è una pressione sufficiente perché l'idrogeno relativamente puro nel guscio circostante si accenda e inizi a fondersi. In effetti, c'è abbastanza pressione perché questa fusione avvenga a un ritmo molto più veloce, generando molta più pressione di radiazione rispetto alla tipica fusione del nucleo e spinge gli strati esterni della stella molto più lontano verso l'esterno, raffreddandoli nel processo - questo è un rosso stella gigante.

Ad un certo punto, anche il guscio dell'idrogeno esaurisce il materiale fresco da fondere e l'intera stella inizia a collassare. fino a quando la cenere di elio nel nucleo ha una pressione sufficiente per ottenere un "flash di elio" e inizia a fondere l'elio in carbonio. Poiché la fusione è tornata al nucleo, la stella si rimpicciolisce e diventa di nuovo più blu: ora è una stella a ramo orizzontale.

Alla fine anche l'elio nel nucleo viene inquinato dalla cenere di carbonio e, in una sequenza familiare, l'elio in un guscio attorno al nucleo di cenere di carbonio inizia a fondersi. Questo fa sì che gli strati esterni della stella si espandano verso l'esterno - ancora più grandi, più luminosi e più rossi di prima - e la stella diventa di nuovo una gigante rossa, anche se questa volta una stella di ramo gigante asintotica.

TLDR: Una gigante rossa ha più a che fare con la fusione che avviene in un guscio attorno al nucleo, piuttosto che con il materiale che sta fondendo.


Risolvere il mistero dei giganti rossi variabili

Gli scienziati si sono a lungo interrogati sulle variazioni lente e regolari della luminosità di molte stelle giganti evolute. Ora, gli indizi delle osservazioni a infrarossi appena analizzate potrebbero aver finalmente risolto questo mistero.

Cambiamenti inspiegabili

Illustrazione artistica delle fasi di vita di una stella come il Sole, che alla fine invecchierà in una fredda gigante rossa e poi espellerà i suoi strati esterni per formare una nebulosa planetaria [ESO/S. Steinhöfel]

La maggior parte di questa variabilità delle giganti rosse è ragionevolmente ben compresa, ma c'è un tipo che è rimasto misterioso: i cosiddetti lunghi periodi secondari.

Evoluzione comune

Oltre a mostrare variazioni ordinarie dalle pulsazioni, le giganti rosse di lungo periodo secondario mostrano cali regolari nelle loro curve di luce ottica che si verificano su scale temporali di un ordine di grandezza più lunghe delle pulsazioni, in genere da diversi mesi a diversi anni.

Le stelle evolute con lunghi periodi secondari sono sorprendentemente comuni: almeno un terzo delle stelle giganti e delle supergiganti asintotiche luminose mostrano queste variazioni di lungo periodo. Eppure, nonostante la loro ubiquità, lunghi periodi secondari sono rimasti inspiegabili per decenni. Queste variazioni sono intrinseche alla stella che invecchia? O sono causati da qualche fattore esterno?

Un esempio di curve di luce da una stella variabile di lungo periodo secondario mostra le eclissi primarie in tutte e tre le curve di luce. Le eclissi secondarie compaiono solo nelle due bande infrarosse (W1 e W2, i dati arancione e rosso), non nella banda ottica (I, i dati blu). [Adattato da Soszyński et al. 2021]

Ottico contro infrarossi

Soszyński e i suoi collaboratori hanno raccolto osservazioni ottiche di un campione di 16.000 stelle variabili note di lungo periodo secondario nella Via Lattea e nelle vicine Nubi di Magellano. Per circa 700 di queste stelle, gli autori hanno quindi ottenuto curve di luce corrispondenti a due bande d'onda infrarosse dalla missione NEOWISE-R.

Una caratteristica sorprendente è stata immediatamente evidente confrontando le osservazioni ottiche e infrarosse di queste variabili: dove le curve di luce ottica mostravano un unico calo di luminosità di lungo periodo, anche le curve di luce infrarossa di circa metà delle stelle mostravano un secondo dip che appariva esattamente sfasato rispetto al tuffo primario.

Ex pianeta, ora Dusty Shade

Cosa significa questo? Soszyński e collaboratori sostengono che questi secondi cali confermano che la variabilità di lungo periodo è causata da eclissi da un compagno binario.

Illustrazione artistica di un pianeta in orbita che trascina una coda di polvere simile a una cometa. Una compagna nana bruna avvolta dalla polvere è la migliore spiegazione per la variabilità di lungo periodo osservata nelle curve di luce di molte stelle evolute. [Maciej Szyszko]

Questa soluzione al mistero decennale della variabilità del lungo periodo secondario nelle giganti rosse apre la porta a nuove scoperte. Studiando la forma delle eclissi nelle curve di luce delle stelle variabili, ora possiamo sperare di scoprire molto di più su come le stelle come il Sole si evolvono insieme ai loro pianeti.

Citazione

"Binarità come origine di lunghi periodi secondari nelle stelle giganti rosse", I. Soszyński et al 2021 ApJL 911 L22. doi:10.3847/2041-8213/abf3c9