stringtranslate.com

Ветвь красных гигантов

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела для шарового скопления M5 . Ветвь красных гигантов идет от тонкой горизонтальной ветви субгигантов вверху справа, с рядом более ярких звезд RGB, отмеченных красным.

Ветвь красных гигантов (RGB), иногда называемая первой ветвью гигантов, является частью ветви гигантов до того, как в ходе звездной эволюции происходит воспламенение гелия . Это стадия, которая следует за главной последовательностью для звезд с малой и средней массой. Звезды ветви красных гигантов имеют инертное гелиевое ядро, окруженное оболочкой из водорода, синтезируемого через цикл CNO . Это звезды класса K и M, намного больше и ярче, чем звезды главной последовательности той же температуры.

Открытие

Самые яркие звезды в шаровых скоплениях, таких как NGC 288, являются красными гигантами.

Красные гиганты были идентифицированы в начале 20-го века, когда использование диаграммы Герцшпрунга-Рассела прояснило, что существует два различных типа холодных звезд с очень разными размерами: карлики, теперь официально известные как главная последовательность ; и гиганты . [1] [2]

Термин «ветвь красных гигантов» вошел в употребление в 1940-х и 1950-х годах, хотя изначально это был просто общий термин для обозначения области красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Хотя основа термоядерного времени жизни на главной последовательности, за которым следует термодинамическая фаза сжатия до белого карлика, была понята к 1940 году, внутренние детали различных типов гигантских звезд не были известны. [3]

В 1968 году название асимптотическая ветвь гигантов (AGB) использовалось для ветви звезд, несколько более ярких, чем основная масса красных гигантов и более нестабильных, часто переменных звезд с большой амплитудой, таких как Мира . [4] Наблюдения за раздвоенной ветвью гигантов были сделаны годами ранее, но было неясно, как связаны различные последовательности. [5] К 1970 году регион красных гигантов был хорошо понят как состоящий из субгигантов , самого RGB, горизонтальной ветви и AGB, и эволюционное состояние звезд в этих регионах было широко понято. [6] Ветвь красных гигантов была описана как первая ветвь гигантов в 1967 году, чтобы отличить ее от второй или асимптотической ветви гигантов, [7] и эта терминология все еще часто используется сегодня. [8]

Современная звездная физика смоделировала внутренние процессы, которые создают различные фазы жизни звезд средней массы после главной последовательности [9] с постоянно растущей сложностью и точностью. [10] Результаты исследований RGB сами по себе используются в качестве основы для исследований в других областях. [11]

Эволюция

Эволюционные пути звезд разной массы:
  • трек 0,6  М ☉ показывает RGB и останавливается на вспышке гелия .
  • Трек 1  M ☉ показывает короткую, но продолжительную ветвь субгигантов и RGB-вспышку гелия.
  • Трек 2  M ☉ показывает ветвь субгигантов и RGB с едва заметной синей петлей на AGB .
  • трек 5  M ☉ показывает длинную, но очень короткую субгигантскую ветвь, короткую RGB и протяженную синюю петлю.

Когда звезда с массой от примерно 0,4  M ☉ ( солнечной массы ) до 12  M ☉ (8  M ☉ для звезд с низкой металличностью) исчерпывает водород своего ядра, она входит в фазу горения водородной оболочки, во время которой она становится красным гигантом, большим и более холодным, чем на главной последовательности. Во время горения водородной оболочки внутренняя часть звезды проходит несколько различных стадий, которые отражаются на внешнем виде. Эволюционные стадии различаются в зависимости, прежде всего, от массы звезды, но также и от ее металличности .

Фаза субгигантов

После того, как звезда главной последовательности исчерпала свой водород в ядре, она начинает синтезировать водород в толстой оболочке вокруг ядра, состоящего в основном из гелия. Масса гелиевого ядра ниже предела Шёнберга-Чандрасекара и находится в тепловом равновесии , а звезда является субгигантом . Любое дополнительное производство энергии от синтеза оболочки расходуется на раздувание оболочки, и звезда охлаждается, но не увеличивает свою светимость. [12]

Водородный синтез оболочки продолжается в звездах с массой, приблизительно равной солнечной, пока гелиевое ядро ​​не увеличится в массе достаточно, чтобы стать вырожденным . Затем ядро ​​сжимается, нагревается и развивает сильный температурный градиент. Водородная оболочка, синтезирующаяся через чувствительный к температуре цикл CNO , значительно увеличивает скорость производства энергии, и звезды считаются находящимися у подножия ветви красных гигантов. Для звезды с такой же массой, как Солнце, это занимает примерно 2 миллиарда лет с момента, когда водород был исчерпан в ядре. [13]

Субгиганты более 2  M ☉ относительно быстро достигают предела Шёнберга-Чандрасекара, прежде чем ядро ​​становится вырожденным. Ядро по-прежнему поддерживает свой собственный вес термодинамически с помощью энергии водородной оболочки, но больше не находится в тепловом равновесии. Оно сжимается и нагревается, заставляя водородную оболочку становиться тоньше, а звездную оболочку раздуваться. Эта комбинация уменьшает светимость по мере того, как звезда остывает по направлению к основанию RGB. Прежде чем ядро ​​становится вырожденным, внешняя водородная оболочка становится непрозрачной, что заставляет звезду перестать остывать, увеличивает скорость синтеза в оболочке, и звезда входит в RGB. У этих звезд фаза субгиганта наступает в течение нескольких миллионов лет, вызывая очевидный разрыв на диаграмме Герцшпрунга-Рассела между звездами главной последовательности B-типа и RGB, наблюдаемым в молодых рассеянных скоплениях, таких как Ясли . Это щель Герцшпрунга , которая на самом деле слабо заселена субгигантскими звездами, быстро эволюционирующими в сторону красных гигантов, в отличие от короткой густонаселенной ветви субгигантов малой массы, наблюдаемой в более старых скоплениях, таких как ω Центавра . [14] [15]

Поднимаясь по ветви красных гигантов

Звезды, подобные Солнцу, имеют вырожденное ядро ​​на ветви красных гигантов и поднимаются к вершине, прежде чем начать вспышку термоядерного синтеза гелия в ядре.
Звезды, более массивные, чем Солнце, не имеют вырожденного ядра и покидают ветвь красных гигантов до ее вершины, когда гелий в их ядре воспламеняется без вспышки.

Звезды у подножия ветви красных гигантов имеют одинаковую температуру вокруг5000  K , что соответствует спектральному классу от раннего до среднего K. Их светимость варьируется от нескольких раз больше светимости Солнца для наименее массивных красных гигантов до нескольких тысяч раз больше светимости звезд около 8  M ☉ . [16]

Поскольку их водородные оболочки продолжают производить больше гелия, ядра звезд RGB увеличиваются в массе и температуре. Это заставляет водородную оболочку сливаться быстрее. Звезды становятся более яркими, большими и несколько более холодными. Их описывают как восходящие по RGB. [17]

При подъеме RGB происходит ряд внутренних событий, которые производят наблюдаемые внешние особенности. Внешняя конвективная оболочка становится все глубже и глубже по мере роста звезды и увеличения выработки энергии оболочки. В конце концов она достигает достаточной глубины, чтобы вывести продукты синтеза на поверхность из бывшего конвективного ядра, что известно как первый подъем . Это изменяет поверхностное содержание гелия, углерода, азота и кислорода. [18] Можно обнаружить заметное скопление звезд в одной точке RGB, известное как RGB-выступ. Оно вызвано разрывом в содержании водорода, оставленным глубокой конвекцией. Выработка энергии оболочки временно уменьшается на этом разрыве, эффективно останавливая подъем RGB и вызывая избыток звезд в этой точке. [19]

Кончик ветви красных гигантов

Для звезд с вырожденным гелиевым ядром существует предел этого роста размера и светимости, известный как кончик ветви красных гигантов , где ядро ​​достигает достаточной температуры для начала синтеза. Все звезды, которые достигают этой точки, имеют одинаковую массу гелиевого ядра почти 0,5  M ☉ и очень похожую звездную светимость и температуру. Эти светящиеся звезды использовались в качестве стандартных индикаторов расстояния свечи. Визуально кончик ветви красных гигантов находится примерно на абсолютной величине −3 и температуре около 3000 К при солнечной металличности, ближе к 4000 К при очень низкой металличности. [16] [20] Модели предсказывают светимость на кончике 2000–2500  L ☉ , в зависимости от металличности. [21] В современных исследованиях чаще используются инфракрасные величины. [22]

Покидая ветвь красных гигантов

Вырожденное ядро ​​начинает взрывное слияние в событии, известном как гелиевая вспышка , но внешне его непосредственных признаков мало. Энергия расходуется на снятие вырождения в ядре. Звезда в целом становится менее яркой и более горячей и мигрирует в горизонтальную ветвь. Все вырожденные гелиевые ядра имеют примерно одинаковую массу, независимо от общей звездной массы, поэтому светимость слияния гелия на горизонтальной ветви одинакова. Слияние водородной оболочки может привести к изменению общей звездной светимости, но для большинства звезд с металличностью, близкой к солнечной, температура и светимость очень похожи на холодном конце горизонтальной ветви. Эти звезды образуют красный сгусток при температуре около 5000 К и 50  L ☉ . Менее массивные водородные оболочки заставляют звезды занимать более горячее и менее яркое положение на горизонтальной ветви, и этот эффект происходит легче при низкой металличности, поэтому старые бедные металлами скопления показывают наиболее выраженные горизонтальные ветви. [13] [23]

Звезды изначально массивнее 2  M ☉ имеют невырожденные гелиевые ядра на ветви красных гигантов. Эти звезды становятся достаточно горячими, чтобы начать тройное альфа-слияние, прежде чем они достигнут вершины ветви красных гигантов и прежде чем ядро ​​станет вырожденным. Затем они покидают ветвь красных гигантов и выполняют синюю петлю, прежде чем вернуться, чтобы присоединиться к асимптотической ветви гигантов. Звезды лишь немного массивнее 2  M ☉ выполняют едва заметную синюю петлю на расстоянии нескольких сотен L ☉, прежде чем продолжить движение по AGB, едва различимому из их положения на ветви красных гигантов. Более массивные звезды выполняют протяженные синие петли, которые могут достигать 10 000 К или более при светимостях в тысячи  L ☉ . Эти звезды будут пересекать полосу нестабильности более одного раза и пульсировать как переменные цефеиды типа I (классические) . [24]

Характеристики

В таблице ниже показаны типичные времена жизни на главной последовательности (ГП), ветви субгигантов (ВС) и ветви красных гигантов (ВКГ) для звезд с различными начальными массами, все при солнечной металличности (Z = 0,02). Также показаны масса гелиевого ядра, эффективная температура поверхности, радиус и светимость в начале и конце ВКГ для каждой звезды. Конец ветви красных гигантов определяется как момент воспламенения гелия в ядре. [8]

Звезды средней массы теряют лишь небольшую часть своей массы как звезды главной последовательности и субгиганты, но теряют значительное количество массы как красные гиганты. [25]

Масса, потерянная звездой, похожей на Солнце, влияет на температуру и светимость звезды, когда она достигает горизонтальной ветви, поэтому свойства звезд красного сгустка можно использовать для определения разницы масс до и после гелиевой вспышки. Масса, потерянная красными гигантами, также определяет массу и свойства белых карликов , которые образуются впоследствии. Оценки общей потери массы для звезд, которые достигают вершины ветви красных гигантов, составляют около 0,2–0,25  M ☉ . Большая часть этого теряется в течение последнего миллиона лет перед гелиевой вспышкой. [26] [27]

Массу, потерянную более массивными звездами, которые покидают ветвь красных гигантов до гелиевой вспышки, измерить напрямую сложнее. Текущая масса переменных цефеид, таких как δ Цефея, может быть измерена точно, поскольку существуют либо двойные, либо пульсирующие звезды. При сравнении с эволюционными моделями такие звезды, по-видимому, потеряли около 20% своей массы, большую часть из них во время синей петли и особенно во время пульсаций на полосе нестабильности. [28] [29]

Изменчивость

Некоторые красные гиганты являются переменными с большой амплитудой. Многие из самых ранних известных переменных звезд являются переменными типа Мира с регулярными периодами и амплитудами в несколько величин, полурегулярными переменными с менее очевидными периодами или несколькими периодами и немного меньшими амплитудами, а также медленными нерегулярными переменными без очевидного периода. Они долгое время считались звездами асимптотической ветви гигантов (AGB) или сверхгигантами, а сами звезды ветви красных гигантов (RGB) обычно не считались переменными. Несколько очевидных исключений считались звездами AGB с низкой светимостью. [30]

Исследования конца 20 века начали показывать, что все гиганты класса M были переменными с амплитудами в 10 милли-величин и более, и что поздние гиганты класса K также, вероятно, были переменными с меньшими амплитудами. Такие переменные звезды были среди более ярких красных гигантов, близких к вершине RGB, но было трудно утверждать, что все они на самом деле были звездами AGB. Звезды показали зависимость амплитуды периода с переменными с большей амплитудой, пульсирующими медленнее. [31]

Микролинзовые обзоры в 21 веке обеспечили чрезвычайно точную фотометрию тысяч звезд в течение многих лет. Это позволило открыть много новых переменных звезд, часто с очень малыми амплитудами. Были обнаружены множественные соотношения период-светимость , сгруппированные в области с хребтами близко расположенных параллельных отношений. Некоторые из них соответствуют известным миридам и полурегулярным звездам, но был определен дополнительный класс переменных звезд: красные гиганты малой амплитуды OGLE , или OSARG . OSARG имеют амплитуды в несколько тысячных величины и полурегулярные периоды от 10 до 100 дней. Обзор OGLE опубликовал до трех периодов для каждого OSARG, что указывает на сложную комбинацию пульсаций. Многие тысячи OSARG были быстро обнаружены в Магеллановых Облаках , как AGB, так и RGB-звезды. [32] С тех пор был опубликован каталог из 192 643 OSARG в направлении центрального балджа Млечного Пути . Хотя около четверти OSARgs Магелланового Облака показывают длительные вторичные периоды, среди галактических OSARG это наблюдается лишь у немногих. [33]

RGB OSARGs следуют трем близко расположенным соотношениям период-светимость, соответствующим первому, второму и третьему обертонам моделей радиальных пульсаций для звезд определенных масс и светимостей, но также присутствуют дипольные и квадрупольные нерадиальные пульсации, что приводит к полурегулярному характеру изменений. [34] Фундаментальная мода не проявляется, и основная причина возбуждения неизвестна. Стохастическая конвекция была предложена в качестве причины, подобной колебаниям, подобным солнечным . [32]

В звездах RGB были обнаружены два дополнительных типа вариаций: длинные вторичные периоды, которые связаны с другими вариациями, но могут показывать большие амплитуды с периодами в сотни или тысячи дней; и эллипсоидальные вариации. Причина длинных вторичных периодов неизвестна, но было высказано предположение, что они возникают из-за взаимодействия с маломассивными спутниками на близких орбитах. [35] Также считается, что эллипсоидальные вариации создаются в двойных системах, в данном случае контактных двойных, где искаженные звезды вызывают строго периодические вариации по мере своего вращения. [36]

Ссылки

  1. ^ Адамс, WS; Джой, AH; Стромберг, G.; Бервелл, CG (1921). «Параллаксы 1646 звезд, полученные спектроскопическим методом». Astrophysical Journal . 53 : 13. Bibcode : 1921ApJ....53...13A. doi : 10.1086/142584.
  2. ^ Trumpler, RJ (1925). "Спектральные типы в рассеянных скоплениях". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 37 (220): 307. Bibcode :1925PASP...37..307T. doi : 10.1086/123509 .
  3. ^ Гамов, Г. (1939). «Физические возможности звездной эволюции». Physical Review . 55 (8): 718–725. Bibcode : 1939PhRv...55..718G. doi : 10.1103/PhysRev.55.718.
  4. ^ Сэндидж, Аллан; Катем, Бэзил; Кристиан, Джером (1968). «Указание на пробелы в гигантской ветви шарового скопления M15». Astrophysical Journal . 153 : L129. Bibcode : 1968ApJ...153L.129S. doi : 10.1086/180237.
  5. ^ Arp, Halton C.; Baum, William A.; Sandage, Allan R. (1953). "Диаграмма цвет-величина шарового скопления M 92". Astronomical Journal . 58 : 4. Bibcode : 1953AJ.....58....4A. doi : 10.1086/106800 .
  6. ^ Strom, SE; Strom, KM ; Rood, RT; Iben, I. (1970). «Об эволюционном статусе звезд над горизонтальной ветвью в шаровых скоплениях». Астрономия и астрофизика . 8 : 243. Bibcode : 1970A&A.....8..243S.
  7. ^ Ибен, Ико (1967). «Звездная эволюция в пределах и за пределами главной последовательности». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 5 : 571–626. Bibcode : 1967ARA&A...5..571I. doi : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035.
  8. ^ ab Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). "Модели звездной эволюции для Z = 0,0001 до 0,03". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 298 (2): 525. Bibcode : 1998MNRAS.298..525P. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
  9. ^ Vassiliadis, E.; Wood, PR (1993). "Эволюция звезд малой и средней массы к концу асимптотической ветви гигантов с потерей массы". Astrophysical Journal . 413 : 641. Bibcode :1993ApJ...413..641V. doi : 10.1086/173033 .
  10. ^ Marigo, P.; Girardi, L.; Bressan, A.; Groenewegen, MAT; Silva, L.; Granato, GL (2008). «Эволюция асимптотических звезд ветви гигантов». Astronomy and Astrophysics . 482 (3): 883–905. arXiv : 0711.4922 . Bibcode :2008A&A...482..883M. doi :10.1051/0004-6361:20078467. S2CID  15076538.
  11. ^ Рицци, Лука; Тулли, Р. Брент; Макаров, Дмитрий; Макарова, Лидия; Дельфин, Эндрю Э.; Сакаи, Шоко; Шайя, Эдвард Дж. (2007). «Расстояния ветви красного гиганта. II. Калибровка нулевой точки». The Astrophysical Journal . 661 (2): 815–829. arXiv : astro-ph/0701518 . Bibcode :2007ApJ...661..815R. doi :10.1086/516566. S2CID  12864247.
  12. ^ Catelan, Márcio; Roig, Fernando; Alcaniz, Jailson; de la Reza, Ramiro; Lopes, Dalton (2007). Structure and Evolution of Low-Mass Stars: An Overview and Some Open Problems . ВЫСШАЯ ШКОЛА ПО АСТРОНОМИИ: XI Специальные курсы в Национальной обсерватории Рио-де-Жанейро (XI CCE). Труды конференции AIP. Том 930. С. 39–90. arXiv : astro-ph/0703724 . Bibcode :2007AIPC..930...39C. doi :10.1063/1.2790333. S2CID  15599804.
  13. ^ ab Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . стр. 400. Bibcode :2005essp.book.....S.
  14. ^ Mermilliod, JC (1981). "Сравнительные исследования молодых рассеянных скоплений. III – Эмпирические изохронные кривые и главная последовательность нулевого возраста". Astronomy and Astrophysics . 97 : 235. Bibcode : 1981A&A....97..235M.
  15. ^ Бедин, Луиджи Р.; Пиотто, Джампаоло; Андерсон, Джей; Кассиси, Санти; Кинг, Иван Р.; Момани, Язан; Карраро, Джованни (2004). "Ω Centauri: The Population Puzzle Goes Deeper". The Astrophysical Journal . 605 (2): L125. arXiv : astro-ph/0403112 . Bibcode :2004ApJ...605L.125B. doi :10.1086/420847. S2CID  2799751.
  16. ^ ab Ванденберг, Дон А.; Бергбуш, Питер А.; Доулер, Патрик Д. (2006). «Звездные модели Виктории-Реджины: эволюционные траектории и изохроны для широкого диапазона масс и металличности, которые допускают эмпирически ограниченные величины превышения конвективного ядра». Серия приложений к астрофизическому журналу . 162 (2): 375–387. arXiv : astro-ph/0510784 . Bibcode : 2006ApJS..162..375V. doi : 10.1086/498451. S2CID  1791448.
  17. ^ Хеккер, С.; Джиллиленд, Р. Л.; Элсворт, И.; Чаплин, В. Дж.; Де Риддер, Дж.; Стелло, Д.; Каллингер, Т.; Ибрагим, КА; Клаус, ТК; Ли, Дж. (2011). "Характеристика красных гигантских звезд в общедоступных данных Кеплера". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 414 (3): 2594. arXiv : 1103.0141 . Bibcode : 2011MNRAS.414.2594H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18574.x . S2CID  118513871.
  18. ^ Stoesz, Jeffrey A.; Herwig, Falk (2003). "Кислородные изотопные отношения в первых красных гигантских звездах, извлеченных из недр планеты, и неопределенности скорости ядерных реакций снова пересмотрены". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 340 (3): 763. arXiv : astro-ph/0212128 . Bibcode : 2003MNRAS.340..763S. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06332.x . S2CID  14107804.
  19. ^ Cassisi, S.; Marín-Franch, A.; Salaris, M.; Aparicio, A.; Monelli, M.; Pietrinferni, A. (2011). "Разница в величинах между поворотом главной последовательности и подъемом ветви красных гигантов в галактических шаровых скоплениях". Astronomy & Astrophysics . 527 : A59. arXiv : 1012.0419 . Bibcode :2011A&A...527A..59C. doi :10.1051/0004-6361/201016066. S2CID  56067351.
  20. ^ Ли, Мён Гён; Фридман, Венди Л.; Мадор, Барри Ф. (1993). «Кончик ветви красных гигантов как индикатор расстояния для разрешенных галактик». Astrophysical Journal . 417 : 553. Bibcode : 1993ApJ...417..553L. doi : 10.1086/173334 .
  21. ^ Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (1997). «Кончик ветви красных гигантов как индикатор расстояния: результаты эволюционных моделей». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 289 (2): 406. arXiv : astro-ph/9703186 . Bibcode : 1997MNRAS.289..406S. doi : 10.1093/mnras/289.2.406 . S2CID  18796954.
  22. ^ Conn, AR; Ibata, RA; Lewis, GF; Parker, QA; Zucker, DB; Martin, NF; McConnachie, AW; Irwin, MJ; Tanvir, N.; Fardal, MA; Ferguson, AMN; Chapman, SC; Valls-Gabaud, D. (2012). "Байесовский подход к определению величины вершины ветви красных гигантов. Ii. Расстояния до спутников M31". The Astrophysical Journal . 758 (1): 11. arXiv : 1209.4952 . Bibcode :2012ApJ...758...11C. doi :10.1088/0004-637X/758/1/11. S2CID  53556162.
  23. ^ d'Antona, F.; Caloi, V.; Montalbán, J.; Ventura, P.; Gratton, R. (2002). «Изменение гелия из-за самозагрязнения среди звезд шарового скопления». Астрономия и астрофизика . 395 : 69–76. arXiv : astro-ph/0209331 . Bibcode : 2002A&A...395...69D. doi : 10.1051/0004-6361:20021220. S2CID  15262502.
  24. ^ Боно, Джузеппе; Капуто, Филиппина; Кассизи, Санти; Маркони, Марселла; Пьерсанти, Лучано; Торнамбе, Амедео (2000). «Модели звезд промежуточной массы с различным содержанием гелия и металлов». Астрофизический журнал . 543 (2): 955. arXiv : astro-ph/0006251 . Бибкод : 2000ApJ...543..955B. дои : 10.1086/317156. S2CID  18898755.
  25. ^ Meynet, G.; Mermilliod, J.-C.; Maeder, A. (1993). "Новое датирование рассеянных скоплений галактик". Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 98 : 477. Bibcode :1993A&AS...98..477M.
  26. ^ Origlia, Livia; Ferraro, Francesco R.; Fusi Pecci, Flavio; Rood, Robert T. (2002). «ISOCAM Observations of Galactic Globular Clusters: Mass Loss along the Red Giant Branch». The Astrophysical Journal . 571 (1): 458–468. arXiv : astro-ph/0201445 . Bibcode :2002ApJ...571..458O. doi :10.1086/339857. S2CID  18299018.
  27. ^ McDonald, I.; Boyer, ML; Van Loon, J. Th.; Zijlstra, AA; Hora, JL; Babler, B.; Block, M.; Gordon, K.; Meade, M.; Meixner, M.; Misselt, K.; Robitaille, T.; Sewiło, M.; Shiao, B.; Whitney, B. (2011). "Fundamental Parameters, Integrated Red Giant Branch Mass Loss, and Dust Production in the Galactic Globular Cluster 47 Tucanae". Приложение к Astrophysical Journal . 193 (2): 23. arXiv : 1101.1095 . Bibcode : 2011ApJS..193...23M. doi : 10.1088/0067-0049/193/2/23. S2CID  119266025.
  28. ^ Xu, HY; Li, Y. (2004). «Голубые петли звезд промежуточной массы. I. Циклы CNO и голубые петли». Астрономия и астрофизика . 418 : 213–224. Bibcode : 2004A&A...418..213X. doi : 10.1051/0004-6361:20040024 .
  29. ^ Neilson, HR; Cantiello, M.; Langer, N. (2011). "Расхождение масс цефеид и потеря массы, вызванная пульсацией". Astronomy & Astrophysics . 529 : L9. arXiv : 1104.1638 . Bibcode :2011A&A...529L...9N. doi :10.1051/0004-6361/201116920. S2CID  119180438.
  30. ^ Kiss, LL; Bedding, TR (2003). "Красные переменные в базе данных OGLE-II – I. Пульсации и соотношения период-светимость под верхушкой ветви красных гигантов Большого Магелланова Облака". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 343 (3): L79. arXiv : astro-ph/0306426 . Bibcode :2003MNRAS.343L..79K. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x . S2CID  2383837.
  31. ^ Йориссен, А.; Мовлави, Н.; Стеркен, К.; Манфруа, Дж. (1997). «Начало фотометрической изменчивости у красных гигантских звезд». Астрономия и астрофизика . 324 : 578. Bibcode : 1997A&A...324..578J.
  32. ^ ab Soszynski, I.; Dziembowski, WA; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymanski, MK; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2007). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Отношения период—светимость переменных красных гигантских звезд". Acta Astronomica . 57 : 201. arXiv : 0710.2780 . Bibcode : 2007AcA....57..201S.
  33. ^ Сошинский, И.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Улачик, К.; Полески, Р.; Козловский, С.; Петрукович, П.; Скоурон, Дж. (2013). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. XV. Долгопериодические переменные в галактической выпуклости». Акта Астрономика . 63 (1): 21. arXiv : 1304.2787 . Бибкод : 2013AcA....63...21S.
  34. ^ Такаяма, М.; Сайо, Х.; Ита, И. (2013). «О режимах пульсации и массах RGB OSARG». EPJ Web of Conferences . 43 : 03013. Bibcode : 2013EPJWC..4303013T. doi : 10.1051/epjconf/20134303013 .
  35. ^ Nicholls, CP; Wood, PR; Cioni, M.-RL; Soszyński, I. (2009). «Длительные вторичные периоды в переменных красных гигантах». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (4): 2063–2078. arXiv : 0907.2975 . Bibcode : 2009MNRAS.399.2063N. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x . S2CID  19019968.
  36. ^ Николс, CP; Вуд, PR (2012). "Эксцентричные эллипсоидальные красные гигантские двойные в БМО: полные орбитальные решения и комментарии о взаимодействии в периастре". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 421 (3): 2616. arXiv : 1201.1043 . Bibcode : 2012MNRAS.421.2616N. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20492.x . S2CID  59464524.

Библиография

Внешние ссылки