stringtranslate.com

Хи Лебедя

Хи Лебедя (латинизировано от χ Cygni) — переменная звезда Мира в созвездии Лебедя , а также звезда S-типа . Она находится примерно в 500 световых годах от нас.

χ Лебедя — асимптотическая звезда ветви гигантов , очень холодный и яркий красный гигант, приближающийся к концу своей жизни. Она была открыта как переменная звезда в 1686 году, и ее видимая визуальная величина меняется от яркой 3,3 до тусклой 14,2, что соответствует фактору яркости более 20 000. Она видна невооруженным глазом только в течение короткого периода вблизи каждого максимума.

История

Иллюстрация Лебедя из «Зеркала Урании» , где χ обозначена как переменная

Флемстид записал, что его звезда 17 Лебедя была χ Лебедя Байера . Предполагается, что χ не была видна в то время, но нет никакой дополнительной информации, и расхождение не было замечено до 1816 года. [10] Байер записал χ Лебедя как звезду 4-й величины, предположительно близкую к максимальной яркости. [11]

Астроном Готфрид Кирх открыл переменность χ Лебедя в 1686 году. Исследуя эту область неба для наблюдений Новой Лисички , он заметил, что звезда, обозначенная как χ в атласе Байера Uranometria, отсутствует. Он продолжил наблюдение за областью и 19 октября 1686 года зарегистрировал ее на 5-й звездной величине. [12]

Кирх считал χ Cyg регулярной переменной с периодом 404,5 дня, но быстро заметил, что и период, и амплитуда значительно меняются от цикла к циклу. Томас Дик , доктор права, пишет: [13]

«Период этой звезды был установлен Маральди и Кассини в 405 дней; но по усредненным наблюдениям мистера Пиго, он составляет всего 392 или самое большее 396-7/8 дней.

«Подробности, касающиеся этого, таковы:

  1. При максимальной яркости он не претерпевает заметных изменений в течение двух недель.
  2. Увеличение ее блеска от одиннадцатой величины до полной яркости занимает около трех с половиной месяцев, и столько же времени уходит на ее уменьшение; по этой причине ее можно считать невидимой в течение шести месяцев.
  3. Он не всегда достигает одинаковой степени блеска, иногда достигая пятой, а иногда седьмой величины.
«Она расположена в шее [созвездия Лебедя] и почти на равном расстоянии от Беты и Гаммы , а также к юго-западу от Денеба , на расстоянии около двенадцати градусов, и обозначена как Хи ».

Затем звезда наблюдалась лишь спорадически вплоть до 19 века. Непрерывная последовательность наблюдений была сделана Аргеландером и Шмидтом с 1845 по 1884 год. Это была первая серия наблюдений, показывающая минимумы изменений блеска. С начала 20 века она тщательно отслеживалась многочисленными наблюдателями. [14]

Самые ранние спектры χ Cygni могли быть получены только вблизи максимального блеска. Они показывают слабые линии поглощения с наложенными яркими линиями излучения, [15] и обычно классифицировались как около M6e при максимальной яркости. [16] После того, как был введен класс S, χ Cygni считалась промежуточной между классами M и S, например, либо S5e, либо M6-M8e. [17] Более поздние более чувствительные спектры вблизи минимума дали спектральные типы вплоть до M10 [18] или S10,1e. [19] Согласно пересмотренной системе классификации для звезд S, разработанной для лучшего отражения градации между звездами M и углеродными звездами, χ Cygni при нормальном максимуме была классифицирована как S6 Zr2 Ti6 или S6+/1e, что считается эквивалентом MS6+. Спектральные типы на разных фазах изменения варьировались от S6/1e до S9/1-e, хотя измерения при минимальной яркости не проводились. [3]

Мазеры SiO были обнаружены в χ Лебедя в 1975 году. [20] Излучение H 2 O из атмосферы χ Лебедя было обнаружено в 2010 году, но мазеры H 2 O не были обнаружены. [21]

Изменчивость

Кривая блеска χ Cygni с 2006 по 2010 год. Обратите внимание, что даты указаны в формате ММ/ДД/ГГ.

χ Лебедя показывает одно из самых больших изменений видимой величины среди всех пульсирующих переменных звезд. [22] Наблюдаемые экстремумы составляют 3,3 и 14,2 соответственно, изменение яркости более чем в 10 000 раз. [2] Средняя максимальная яркость составляет около 4,8 величины, а средняя минимальная — около 13,4 величины. Форма кривой блеска довольно постоянна от цикла к циклу, причем подъем круче, чем падение. Примерно на полпути от минимума к максимуму есть «выступ», где увеличение яркости временно замедляется, прежде чем очень быстро подняться до максимума. [23] Более быстрый подъем и выступ являются обычными чертами кривых блеска переменных Миры с периодами более 300 дней. [24] Время подъема составляет 41–45% времени падения. [23]

Как максимальная, так и минимальная величина значительно варьируется от цикла к циклу: максимумы могут быть ярче величины 4,0 или слабее 6,0, а минимумы слабее величины 14,0 или ярче величины 11,0. Максимум 2015 года, возможно, был самым слабым из когда-либо наблюдавшихся, едва достигнув величины 6,5, [25] в то время как менее чем за 10 лет до этого максимум 2006 года был самым ярким за столетие при величине 3,8. [26] Некоторые из предполагаемых самых ярких минимумов могут быть просто следствием неполного покрытия наблюдениями. [12] Долгосрочные данные BAA и AAVSO показывают минимумы последовательно между величиной 13 и 14 на протяжении всего 20-го века. [23]

Визуализация χ Лебедя
Визуализация χ Лебедя
Хи Лебедя фотографируется каждые ~10 дней в течение цикла его светимости 10-й величины.

Период от максимума до максимума или от минимума до минимума не является постоянным и может варьироваться до 40 дней в обе стороны от среднего значения. Средний период зависит от периода используемых наблюдений, но обычно принимается равным 408,7 дня. Есть некоторые свидетельства того, что средний период увеличился примерно на 4 дня за последние три столетия. Изменения периода на более коротких временных масштабах кажутся случайными, а не циклическими, хотя возможно, что вековое увеличение периода не является линейным. Изменение периода значимо только при расчете с использованием максимумов, а не при использовании минимумов, которые доступны только для более поздних циклов. [12]

Спектральный тип наблюдается при изменении яркости от S6 до S10. Самые ранние спектральные типы обнаруживаются при максимальной яркости. После максимума интенсивность эмиссионных линий начинает увеличиваться. К минимуму эмиссия становится очень сильной и появляется много необычных запрещенных и молекулярных линий. [27]

Диаметр χ Cygni может быть измерен напрямую с помощью интерферометрии . Наблюдения показывают, что диаметр варьируется от 19 до 26 мсд. Изменения размера происходят почти в фазе с яркостью и спектральным типом. Наименьший размер наблюдается в фазе 0,94, что за 30 дней до максимума. [7]

Расстояние

Годовой параллакс χ Cygni был рассчитан на 5,53 мсд в новой редукции спутниковых данных Hipparcos , что соответствует расстоянию в 590 световых лет. Параллакс составляет всего около четверти углового диаметра звезды. Статистическая погрешность составляет около 20%. [1]

Расстояние также можно получить, сравнивая изменения углового диаметра с измеренной радиальной скоростью в атмосфере. Это дает параллакс 5,9 мс с точностью, аналогичной прямому измерению, что соответствует расстоянию 550 световых лет. [7]

В более ранних исследованиях обычно получали меньшие расстояния, такие как 345, [28] 370, [29] или 430 световых лет. [30] Первоначальный параллакс, рассчитанный по измерениям Hipparcos, составлял 9,43 мсд, что указывает на расстояние в 346 световых лет. [31]

Сравнение видимой величины χ Лебедя с абсолютной величиной, рассчитанной по соотношению период-светимость, дает расстояние, совместимое с последними значениями параллакса. [7]

Характеристики

Изменения визуальной величины, температуры, радиуса и болометрической светимости при пульсации χ Лебедя
Эффектное затемнение Chi Cygni в значительной степени обусловлено сдвигом длины волны во время его цикла. Даже будучи очень тусклым в видимом свете, он яркий в инфракрасном.

χ Лебедя намного больше и холоднее Солнца, настолько большой, что он в тысячи раз ярче, несмотря на низкую температуру. Он пульсирует, причем и радиус, и температура меняются примерно за 409 дней. Температура меняется от примерно 2400 К до примерно 2700 К, а радиус меняется от примерно 350  R ☉ до 480  R ☉ . Эти пульсации заставляют светимость звезды меняться от примерно 6000  L ☉ до 9000  L ☉ , но они заставляют визуальную яркость меняться более чем на 10 звездных величин. [7] Огромный диапазон визуальных звездных величин создается смещением электромагнитного излучения от инфракрасного при повышении температуры и образованием при низких температурах молекул, поглощающих визуальный свет. [32]

Визуальная величина звезды тесно коррелирует с изменениями спектрального типа и температуры. Радиус почти антикоррелирован с температурой. Минимальный радиус достигается примерно за 30 дней до максимальной температуры. Болометрическое изменение светимости в первую очередь обусловлено изменением размера звезды, при этом максимальная светимость достигается примерно за 57 дней до достижения максимального радиуса и минимальной температуры. Светимость изменяется на четверть цикла позади визуальной яркости, то есть звезда слабее при максимальной светимости, чем при минимальной. [7]

Массу изолированных звезд трудно определить точно. В случае χ Лебедя ее пульсации дают способ непосредственного измерения гравитационного ускорения слоев в атмосфере. Масса, измеренная таким образом, составляет 2,1  M ☉ . Применение эмпирического соотношения период/масса/радиус для звезд Миры к χ Лебедя дает массу 3,1  M ☉ . [7] χ Лебедя теряет массу со скоростью почти миллионную  M ☉ каждый год из-за звездного ветра со скоростью 8,5 км/с. [33]

χ Cygni обычно классифицируется как звезда S-типа из-за полос оксида циркония и оксида титана в ее спектре. По сравнению с другими звездами S, полосы ZrO слабые, а полосы от VO видны, поэтому спектр иногда описывается как MS, промежуточный между нормальным спектром M и типом S. Он также показывает спектральные линии от элементов s-процесса , таких как технеций , образующихся естественным образом в звездах AGB, таких как переменные Миры. [34] [35] Звезды S являются промежуточной фазой между звездами класса M, которые имеют атмосферы с большим количеством кислорода, чем углерода, и углеродными звездами, которые имеют больше углерода в своих атмосферах. Углерод перемещается в атмосферу третьими выносами , которые происходят с тепловыми импульсами . Звезды S имеют соотношение C/O между примерно 0,95 и 1,05. [36] Соотношение C/O в атмосфере χ Cygni составляет 0,95, что соответствует ее статусу пограничной звезды S/MS. [28]

χ Cygni — первая звезда Мира, у которой обнаружено магнитное поле. Считается, что очень слабое магнитное поле, обычно обнаруживаемое в звездах AGB, усиливается ударной волной во время пульсаций атмосферы звезды. [37]

Эволюция

Эволюционный путь для звезды средней массы, похожей на χ Лебедя

χ Cygni — яркий и переменный красный гигант на асимптотической ветви гигантов (AGB). Это означает, что он исчерпал свой гелий в ядре, но недостаточно массивен, чтобы начать сжигать более тяжелые элементы, и в настоящее время синтезирует водород и гелий в концентрических оболочках. [38] В частности, он находится на термически пульсирующей части AGB (TP-AGB), которая возникает, когда гелиевая оболочка близка к водородной оболочке и претерпевает периодические вспышки , поскольку она на время останавливает синтез, а новый материал накапливается из оболочки, сжигающей водород. [39]

Звезды AGB становятся более яркими, большими и холодными по мере того, как они теряют массу, а внутренние оболочки приближаются к поверхности. Потеря массы увеличивается по мере уменьшения массы, светимость увеличивается, и больше продуктов синтеза вытягивается на поверхность. Они «поднимаются» по AGB до тех пор, пока потеря массы не станет настолько экстремальной, что они начнут повышать температуру и войдут в фазу пост-AGB, в конечном итоге становясь белым карликом . [38]

Эволюция переменной Миры должна вызывать увеличение ее периода, предполагая, что она остается в нестабильной области пульсаций. Однако эта вековая тенденция прерывается тепловыми импульсами. Эти тепловые импульсы происходят с интервалом в десятки тысяч лет, но теоретически они вызывают быстрые изменения периода менее чем за тысячу лет после импульса. Изменения периода, обнаруженные для χ Лебедя, указывают на конец этого быстрого изменения от теплового импульса. Изменения периода между импульсами слишком медленные, чтобы их можно было обнаружить с помощью текущих наблюдений. [40] [41]

Тепловые импульсы на TP-AGB вызывают все более драматические изменения до конца фазы AGB. [41] Каждый импульс вызывает внутреннюю нестабильность, которая запускает конвекцию от поверхности к водородной оболочке. Когда эта конвективная зона становится достаточно глубокой, она перемещает продукты синтеза из оболочки на поверхность. Это известно как третье вытягивание, хотя может быть несколько третьих вытягиваний. Появление этих продуктов синтеза на поверхности ответственно за изменение звезды M на звезду S и, в конечном итоге, на углеродную звезду . [42]

Начальную массу и возраст звезды AGB трудно вывести точно. Звезды средней массы теряют относительно мало массы, менее 10%, до начала AGB, но имеют сильную потерю массы на AGB, особенно на TP-AGB. Звезды с очень разными начальными массами могут демонстрировать очень похожие свойства на AGB. Звезде с изначальной массой 3  M ☉ потребуется около 400 миллионов лет, чтобы достичь AGB, затем около 6 миллионов лет, чтобы достичь TP-AGB, и она проведет один миллион лет в фазе TP-AGB. Она потеряет около 0,1  M ☉ перед TP-AGB и 0,5  M ☉ на TP-AGB. Углеродно-кислородное ядро ​​с массой 0,6  M ☉ превратится в белого карлика, а оставшаяся оболочка будет сброшена, чтобы, возможно, стать планетарной туманностью . [43]

Ссылки

  1. ^ abcdef Van Leeuwen, F. (2007). «Проверка новой редукции Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V. doi : 10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ abc Самус, NN; Дурлевич, OV; и др. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode :2009yCat....102025S.
  3. ^ ab Keenan, PC; Boeshaar, PC (1980). "Спектральные типы звезд S и SC в пересмотренной системе MK". Серия приложений к Astrophysical Journal . 43 : 379. Bibcode : 1980ApJS...43..379K. doi : 10.1086/190673 .
  4. ^ Кинан, Филип К.; Гаррисон, Роберт Ф.; Дойч, Армин Дж. (1974). «Пересмотренный каталог спектров переменных звезд типа Мира ME и Se». Приложение к Astrophysical Journal . 28 : 271. Bibcode : 1974ApJS...28..271K. doi : 10.1086/190318 .
  5. ^ ab Oja, T. (2011). "Фотоэлектрическая UBV-фотометрия переменных звезд, наблюдавшихся в течение 1961–1999 гг.". Журнал астрономических данных . 17 : 1. Bibcode :2011JAD....17....1O.
  6. ^ Гончаров, ГА (2006). «Пулковская компиляция радиальных скоростей для 35 495 звезд Hipparcos в общей системе». Astronomy Letters . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode : 2006AstL...32..759G. doi : 10.1134/S1063773706110065. S2CID  119231169.
  7. ^ abcdefghijk Лакур, С.; Тибо, Э.; Перрен, Г.; Меймон, С.; Обуа, X.; Педретти, Э.; Риджуэй, Северная Каролина; Моннье, доктор медицинских наук; Бергер, JP; Шуллер, Пенсильвания; Вудрафф, Х.; Понселе, А.; Ле Короллер, Х.; Миллан-Габе, Р.; Лакасс, М.; Трауб, В. (2009). «Пульсация χ Лебедя, полученная с помощью оптической интерферометрии: новый метод определения расстояния и массы звезд Мира». Астрофизический журнал . 707 (1): 632–643. arXiv : 0910.3869 . Бибкод : 2009ApJ...707..632L. дои : 10.1088/0004-637X/707/1/632. S2CID  28966631.
  8. ^ Bujarrabal, V.; Planesas, P.; Del Romero, A. (1987). «Излучение мазера SiO в эволюционировавших звездах – Связь с ИК-континуумом». Астрономия и астрофизика . 175 : 164. Bibcode : 1987A&A...175..164B.
  9. ^ Аб Ву, Юэ; Сингх, HP; Прюньель, П.; Гупта, Р.; Колева, М. (2011). «Звездная спектральная библиотека Coudé-feed - параметры атмосферы». Астрономия и астрофизика . 525 : А71. arXiv : 1009.1491 . Бибкод : 2011A&A...525A..71W. дои : 10.1051/0004-6361/201015014. S2CID  53480665.
  10. ^ Хаген, JG (1918). «О неценклатуре У Боотиса и χ Лебедя». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 78 (9): 682. Бибкод : 1918MNRAS..78..682H. дои : 10.1093/mnras/78.9.682 .
  11. ^ Иоганн Байер; Христофор Мангус; Александр Майр (1603 г.). Уранометрия: Omnivm Asterismorvm Continens Schemata, Nova Methodo Delineata, Aereis Laminis Expressa.
  12. ^ abc Sterken, C.; Broens, E.; Koen, C. (1999). "О периодической истории хи Лебедя". Астрономия и астрофизика . 342 : 167. Bibcode : 1999A&A...342..167S.
  13. ^ Томас Дик (1842). Звездное небо и другие предметы, связанные с астрономией. Эдвард К. Биддл.
  14. ^ Sterken, C.; Broens, E. (1998). «Долгосрочные визуальные оценки величины переменной Миры хи Лебедя. I. 1686–1900». Журнал астрономических данных . 4 (7): 7. Bibcode : 1998JAD.....4....7S.
  15. ^ Эберхард, Г. (1903). «О спектре и лучевой скорости Чи Лебедя». Астрофизический журнал . 18 : 198. Бибкод : 1903ApJ....18..198E. дои : 10.1086/141061 .
  16. ^ Merrill, PW (1923). "Лучевые скорости долгопериодических переменных звезд". Astrophysical Journal . 58 : 215. Bibcode : 1923ApJ....58..215M. doi : 10.1086/142776.
  17. ^ Дэвис, Дороти Н. (1934). "Спектральная последовательность в звездах класса S". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 46 (273): 267. Bibcode : 1934PASP...46..267D. doi : 10.1086/124485.
  18. ^ Кэмерон, Д. М.; Нассау, Дж. Дж. (1955). «Классификация поздних звезд М-типа по спектрам с низкой дисперсией в ближнем инфракрасном диапазоне». Astrophysical Journal . 122 : 177. Bibcode : 1955ApJ...122..177C. doi : 10.1086/146066.
  19. ^ Кинан, Филип К. (1954). «Классификация звезд S-типа». Astrophysical Journal . 120 : 484. Bibcode : 1954ApJ...120..484K. doi : 10.1086/145937.
  20. ^ Снайдер, Л. Э.; Буль, Д. (1975). «Обнаружение новых звездных источников колебательно-возбужденного излучения мазера на основе монооксида кремния на длине волны 6,95 миллиметров». Astrophysical Journal . 197 : 329. Bibcode : 1975ApJ...197..329S. doi : 10.1086/153517 .
  21. ^ Джасттанонт, К.; Дечин, Л.; Шойер, Флорида; Меркер, М.; Олофссон, Х.; Бухаррабаль, В.; Марстон, AP; Тейсье, Д.; Алколеа, Дж.; Черничаро, Дж.; Доминик, К.; Де Котер, А.; Мельник, Г.; Ментен, К.; Нойфельд, Д.; Планесас, П.; Шмидт, М.; Щерба, Р.; Уотерс, Р.; Де Граау, Т.; Уайборн, Н.; Финн, Т.; Хельмих, Ф.; Зибертц, О.; Шмюллинг, Ф.; Оссенкопф, В.; Лай, Р. (2010). "HIFI-превью теплого молекулярного газа вокруг χ Лебедя: первое обнаружение излучения H2O в направлении звезды AGB S-типа" (PDF) . Астрономия и астрофизика . 521 : L6. arXiv : 1007.1536 . Bibcode :2010A&A...521L.. .6J. doi : 10.1051/0004-6361/201015092. S2CID  119093716.
  22. ^ Ло, Кентукки; Бечис, КП (1977). «Переменные выбросы CO 2,6 млн от Чи Лебедя и Миры». Астрофизический журнал . 218 : Л27. Бибкод : 1977ApJ...218L..27L. дои : 10.1086/182569.
  23. ^ abc Гривз, Джон. «Chi Cygni».
  24. ^ Маттей, Джанет Акьюз (1997). «Введение в переменные звезды Мира». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 25 (2): 57. Bibcode : 1997JAVSO..25...57M.
  25. ^ "Chi Cygni - Самый слабый максимум" (PDF) . Получено 29.09.2016 .
  26. ^ "Почему Чи Циг исчезает" (PDF) . Получено 29.09.2016 .
  27. ^ Хербиг, Джордж Х. (1956). «Идентификация гидрида алюминия как излучателя ярких линий, наблюдаемых в χ Лебедя вблизи минимума блеска». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 68 (402): 204. Bibcode : 1956PASP...68..204H. doi : 10.1086/126916.
  28. ^ ab Duari, D.; Hatchell, J. (2000). "HCN во внутренней оболочке хи Лебедя". Астрономия и астрофизика . 358 : L25. arXiv : astro-ph/0006188 . Bibcode : 2000A&A...358L..25D.
  29. ^ Stein, John W. (1991). "Многоканальные астрометрические параллаксы проэволюционировавших звезд, основанные на фотометре – Chi Cygni, 51 Andromedae и OP Andromedae". Astrophysical Journal . 377 : 669. Bibcode : 1991ApJ...377..669S. doi : 10.1086/170394 .
  30. ^ Хинкль, KH; Холл, DNB; Риджуэй, ST (1982). "Инфракрасная спектроскопия временных рядов переменной Миры Хи Лебедя". Astrophysical Journal . 252 : 697. Bibcode : 1982ApJ...252..697H. doi : 10.1086/159596 .
  31. ^ Перриман, MAC; Линдегрен, Л.; Ковалевский Ю.; Хог, Э.; Бастиан, У.; Бернакка, Польша; Крезе, М.; Донати, Ф.; Гренон, М.; Рост, М.; Ван Леувен, Ф.; Ван дер Марель, Х.; Миньяр, Ф.; Мюррей, Калифорния; Ле Пул, РС; Шрийвер, Х.; Турон, К.; Ареноу, Ф.; Фрешле, М.; Петерсен, CS (1997). «Каталог HIPPARCOS». Астрономия и астрофизика . 323 : Л49. Бибкод : 1997A&A...323L..49P.
  32. ^ Рид, М. Дж.; Голдстон, Дж. Э. (2002). «Как переменные Миры меняют визуальный свет в тысячу раз». The Astrophysical Journal . 568 (2): 931. arXiv : astro-ph/0106571 . Bibcode : 2002ApJ...568..931R. doi : 10.1086/338947. S2CID  15339115.
  33. ^ Guandalini, R. (2010). "Инфракрасная фотометрия и эволюция теряющих массу звезд AGB. III. Скорости потери массы звезд MS и S". Астрономия и астрофизика . 513 : A4. arXiv : 1002.2458 . Bibcode : 2010A&A...513A...4G. doi : 10.1051/0004-6361/200911764. S2CID  119193286.
  34. ^ Меррилл, Пол У. (1947). «Постмаксимальный спектр χ Лебедя». Astrophysical Journal . 106 : 274. Bibcode : 1947ApJ...106..274M. doi : 10.1086/144958.
  35. ^ Vanture, Andrew D.; Wallerstein, George; Brown, Jeffrey A.; Bazan, Grant (1991). "Содержание TC и родственных элементов в звездах типа M, MS и S". Astrophysical Journal . 381 : 278. Bibcode : 1991ApJ...381..278V. doi : 10.1086/170649 .
  36. ^ Schöier, FL; Maercker, M.; Justtanont, K.; Olofsson, H.; Black, JH; Decin, L.; De Koter, A.; Waters, R. (2011). "Химический перечень звезды S-типа AGB χ Cygni на основе наблюдений Herschel/HIFI за околозвездной линией излучения. Важность не-LTE химических процессов в динамической области". Astronomy & Astrophysics . 530 : A83. Bibcode :2011A&A...530A..83S. doi : 10.1051/0004-6361/201116597 .
  37. ^ Лебре, А.; Орьер, М.; Фабас, Н.; Жилле, Д.; Херпин, Ф.; Константинова-Антова Р.; Пети, П. (2014). «Поиск поверхностных магнитных полей в звездах Миры. Первое обнаружение в χ Лебедя». Астрономия и астрофизика . 561 : А85. arXiv : 1310.4379 . Бибкод : 2014A&A...561A..85L. дои : 10.1051/0004-6361/201322826. S2CID  119205800.
  38. ^ ab Мариго, П.; Брессан, А.; Чиози, К. (1996). «Фаза TP-AGB: новая модель». Астрономия и астрофизика . 313 : 545. Bibcode : 1996A&A...313..545M.
  39. ^ Мариго, П.; Жирарди, Л. (2007). «Эволюция звезд асимптотической ветви гигантов. I. Обновленные синтетические модели TP-AGB и их базовая калибровка». Астрономия и астрофизика . 469 (1): 239–263. arXiv : astro-ph/0703139 . Bibcode : 2007A&A...469..239M. doi : 10.1051/0004-6361:20066772. S2CID  15412621.
  40. ^ Templeton, MR; Mattei, JA; Willson, LA (2005). «Вековая эволюция в переменных пульсациях мира». The Astronomical Journal . 130 (2): 776–788. arXiv : astro-ph/0504527 . Bibcode : 2005AJ....130..776T. doi : 10.1086/431740. S2CID  359940.
  41. ^ ab Percy, John R.; Au, Winnie W.-Y. (1999). "Долгосрочные изменения в звездах типа Mira. II. Поиск изменений эволюционного периода в звездах типа Mira". Публикации астрономического общества Тихого океана . 111 (755): 98. Bibcode :1999PASP..111...98P. doi : 10.1086/316303 .
  42. ^ Бутройд, Арнольд И.; Сакманн, И.-Джулиана; Ахерн, Шон К. (1993). «Предотвращение образования углеродных звезд высокой светимости путем сжигания горячего дна». Astrophysical Journal . 416 : 762. Bibcode : 1993ApJ...416..762B. doi : 10.1086/173275.
  43. ^ Форестин, М.; Шарбоннель, К. (1997). «Нуклеосинтез легких элементов внутри термически пульсирующих звезд AGB: I. Случай звезд промежуточной массы». Серия приложений к астрономии и астрофизике . 123 (2): 241. arXiv : astro-ph/9608153 . Bibcode : 1997A&AS..123..241F. doi : 10.1051/aas:1997348. S2CID  56088835.

Внешние ссылки