Ветка красного гиганта - Red-giant branch

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела для шаровое скопление M5. Ветка красного гиганта идет от тонкой горизонтали. субгигантская ветвь вверху справа с рядом наиболее ярких звезд RGB, отмеченных красным.

В ветка красного гиганта (RGB), иногда называемая первой гигантской ветвью, представляет собой часть гигантской ветви до того, как происходит воспламенение гелия в процессе звездная эволюция. Это этап, следующий за главная последовательность для звезд с низкой и средней массой. Звезды-ветви красных гигантов имеют инертный гелий ядро окружено оболочкой из водород слияние через Цикл CNO. Это звезды K- и M-классов, которые намного больше и ярче, чем звезды главной последовательности той же температуры.

Открытие

Самые яркие звезды в шаровые скопления такие как NGC 288 красные гиганты

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

Период, термин ветка красного гиганта вошел в обиход в 1940-х и 1950-х годах, хотя первоначально как общий термин для обозначения области красного гиганта на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Хотя основа термоядерной жизни главной последовательности, за которой следует фаза термодинамического сжатия до белый Гном было понятно к 1940 году, внутренние детали различных типов гигантских звезд не были известны.[3]

В 1968 году название асимптотическая ветвь гигантов (AGB) использовался для ветви звезд, несколько более ярких, чем основная масса красных гигантов, и более нестабильных, часто с большой амплитудой. переменные звезды такие как Мира.[4] Наблюдения за раздвоенной гигантской ветвью были сделаны несколько лет назад, но было неясно, как связаны разные последовательности.[5] К 1970 году регион красных гигантов был хорошо известен как состоящий из субгиганты, сам RGB, горизонтальная ветвь, и AGB, и эволюционное состояние звезд в этих областях было широко изучено.[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 вызывают различные фазы жизни звезд средней массы после главной последовательности.[9] со все возрастающей сложностью и точностью.[10] Результаты исследований RGB сами по себе используются в качестве основы для исследований в других областях.[11]

Эволюция

Эволюционные треки для звезд разной массы:
  • 0,6M☉ дорожка показывает RGB и останавливается на гелиевая вспышка.
  • 1M☉ дорожка показывает короткую, но продолжительную ветвь субгиганта и RGB к гелиевой вспышке.
  • 2M☉ трек показывает субгигантская ветвь и RGB, с едва заметной синей петлей на AGB.
  • 5M☉ дорожка показывает длинную, но очень короткую ветвь субгиганта, короткую RGB и расширенную синюю петлю.

Когда звезда с массой примерно от 0,4M☉ (солнечная масса ) до 12M☉ (8 M☉ для звезд с низкой металличностью) истощает свой водород в ядре, он вступает в фазу горения водородной оболочки, во время которой становится красным гигантом, более крупным и холодным, чем на главной последовательности. Во время горения водородной оболочки внутреннее пространство звезды проходит несколько отчетливых стадий, которые отражаются во внешнем виде. Этапы эволюции различаются в зависимости, прежде всего, от массы звезды, но также и от ее массы. металличность.

Субгигантская фаза

После того, как звезда главной последовательности исчерпает водород в ядре, она начинает плавить водород в толстой оболочке вокруг ядра, состоящего в основном из гелия. Масса гелиевого ядра ниже Предел Шенберга – Чандрасекара и находится в тепловое равновесие, а звезда - это субгигант. Любое дополнительное производство энергии от слияния оболочки расходуется на надувание оболочки, и звезда охлаждается, но не увеличивает яркость.[12]

Оболочечный синтез водорода продолжается в звездах с массой примерно солнечной, пока гелиевое ядро ​​не увеличится в массе настолько, что станет выродиться. Затем сердечник сжимается, нагревается и образует сильный температурный градиент. Водородная оболочка, плавящаяся через термочувствительный Цикл CNO, значительно увеличивает скорость производства энергии, и считается, что звезды находятся у подножия ветви красных гигантов. Для звезды той же массы, что и Солнце, это занимает примерно 2 миллиарда лет с момента, когда водород был исчерпан в ядре.[13]

Субгиганты более 2M☉ относительно быстро достигают предела Шенберга – Чандрасекара, прежде чем ядро ​​станет вырожденным. Ядро по-прежнему поддерживает свой собственный вес термодинамически с помощью энергии водородной оболочки, но больше не находится в тепловом равновесии. Он сжимается и нагревается, в результате чего водородная оболочка становится тоньше, а звездная оболочка надувается. Эта комбинация снижает яркость по мере того, как звезда остывает к подножию RGB. Прежде чем ядро ​​станет вырожденным, внешняя водородная оболочка становится непрозрачной, что заставляет звезду перестать охлаждаться, увеличивает скорость синтеза в оболочке, и звезда входит в RGB. У этих звезд фаза субгигантов наступает в течение нескольких миллионов лет, вызывая очевидный разрыв в диаграмме Герцшпрунга-Рассела между звездами главной последовательности B-типа и RGB, наблюдаемым у молодых открытые кластеры такие как Praesepe. Это Разрыв Герцшпрунга и на самом деле редко заселен субгигантскими звездами, быстро эволюционирующими в сторону красных гигантов, в отличие от короткой густонаселенной маломассивной ветви субгигантов, наблюдаемой в более старых скоплениях, таких как ω Центавра.[14][15]

Восхождение на ветку красных гигантов

Звезды, подобные Солнцу, имеют вырожденное ядро ​​на ветви красных гигантов и поднимаются к вершине, прежде чем начнется синтез гелия в ядре со вспышкой.
Звезды более массивные, чем Солнце, не имеют вырожденного ядра и покидают ветвь красных гигантов перед вершиной, когда в их ядре гелий воспламеняется без вспышки.

Все звезды у подножия ветви красных гигантов имеют одинаковую температуру около 5000 K, что соответствует спектральному классу от раннего до среднего. Их светимость колеблется от нескольких яркости Солнца для наименее массивных красных гигантов до нескольких тысяч раз яркости 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 плавиться быстрее. Звезды становятся ярче, крупнее и холоднее. Они описываются как восходящие RGB.[17]

На подъеме RGB происходит ряд внутренних событий, которые создают наблюдаемые внешние особенности. Внешний конвективная оболочка становится все глубже и глубже по мере роста звезды и увеличения производства энергии оболочкой. В конце концов, он достигает достаточно глубины, чтобы вывести продукты термоядерного синтеза на поверхность из ранее конвективного ядра, известного как первая драгировка. Это изменяет поверхностное содержание гелия, углерода, азота и кислорода.[18] Заметное скопление звезд в одной точке на RGB можно обнаружить и известно как выступ RGB. Это вызвано скачком содержания водорода, оставленным глубокой конвекцией. Производство энергии оболочкой временно снижается на этом разрыве, эффективно останавливая подъем RGB и вызывая избыток звезд в этой точке.[19]

Кончик ветви красного гиганта

Основная статья: Кончик ветви красного гиганта

Для звезд с вырожденным гелиевым ядром существует предел этого увеличения размера и светимости, известный как верхушка ветви красного гиганта, где ядро ​​достигает температуры, достаточной для начала плавления. Все звезды, которые достигают этой точки, имеют одинаковую гелиевую массу ядра почти 0,5M☉, и очень похожая звездная светимость и температура. Эти светящиеся звезды использовались в качестве стандартных индикаторов расстояния до свечей. Визуально вершина ветви красных гигантов имеет абсолютную звездную величину -3 и температуру около 3000 К при солнечной металличности, ближе к 4000 К при очень низкой металличности.[16][20] Модели предсказывают светимость на вершине 2000–2500L☉, в зависимости от металличности.[21] В современных исследованиях чаще используются инфракрасные величины.[22]

Покидая ветку красного гиганта

Вырожденное ядро ​​начинает взрывное слияние в событии, известном как гелиевая вспышка, но внешне это практически не проявляется. Энергия расходуется на снятие вырождения в активной зоне. В целом звезда становится менее яркой, более горячей и мигрирует в горизонтальную ветвь. Все ядра вырожденного гелия имеют примерно одинаковую массу, независимо от полной массы звезды, поэтому светимость термоядерного синтеза гелия на горизонтальной ветви одинакова. Слияние водородных оболочек может привести к изменению общей светимости звезды, но для большинства звезд с металличностью, близкой к солнечной, температура и светимость очень похожи на холодном конце горизонтальной ветви. Эти звезды образуют красный комок примерно при 5000 К и 50L☉. Менее массивные водородные оболочки заставляют звезды занимать более горячее и менее яркое положение на горизонтальной ветви, и этот эффект легче проявляется при низкой металличности, так что старые бедные металлами скопления показывают наиболее выраженные горизонтальные ветви.[13][23]

Звезды изначально массивнее 2M☉ имеют невырожденные гелиевые ядра на ветви красных гигантов. Эти звезды становятся достаточно горячими, чтобы начать тройной альфа-синтез, 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 чуть массивнее двухM☉ выполнить едва заметную синюю петлю на нескольких сотнях L☉ перед тем, как продолжить движение по AGB, едва ли можно отличить от их положения ответвления красных гигантов. Более массивные звезды образуют протяженные синие петли, которые могут достигать 10000 К и более при светимости в тысячиL☉. Эти звезды пересекут полоса нестабильности более одного раза и пульсирует как Тип I (классический) цефеидные переменные.[24]

Свойства

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

Масса
(M☉)		MS (GYrs)Крючок (MYrs)SB (млн лет)RGB
(Млн лет)		RGBступня
RGBконец
Масса ядра (M☉)Тэфф (K)Радиус (р☉)Яркость (L☉)Масса ядра (M☉)Тэфф (K)Радиус (р☉)Яркость (L☉)
0.658.8Нет данных5,1002,5000.104,6341.20.60.482,9252072,809
1.09.3Нет данных2,6007600.135,0342.02.20.483,1401792,802
2.01.21022250.255,2205.419.60.344,41723.5188
5.00.10.4150.30.834,73743.8866.00.844,0341153,118

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

Масса, теряемая звездой, подобной Солнцу, влияет на температуру и светимость звезды, когда она достигает горизонтальной ветви, поэтому свойства красных сгустков звезд можно использовать для определения разницы масс до и после гелиевой вспышки. Масса, потерянная красными гигантами, также определяет массу и свойства белые карлики эта форма впоследствии. Оценки полной потери массы для звезд, которые достигают вершины ветви красных гигантов, составляют около 0,2–0,25.M☉. Большая часть этого теряется за последний миллион лет до вспышки гелия.[26][27]

Массу, потерянную более массивными звездами, которые покидают ветвь красных гигантов до гелиевой вспышки, труднее измерить напрямую. Текущая масса переменных цефеид, таких как δ Цефей можно точно измерить, потому что есть либо двойные, либо пульсирующие звезды. По сравнению с эволюционными моделями, такие звезды, похоже, потеряли около 20% своей массы, большую часть которой во время синей петли и особенно во время пульсаций на полосе нестабильности.[28][29]

Изменчивость

Немного красные гиганты - переменные с большой амплитудой. Многие из самых ранних известных переменных звезд являются Переменные Mira с регулярными периодами и амплитудами нескольких величин, полуправильные переменные с менее очевидными периодами или несколькими периодами и немного меньшими амплитудами, и медленные нерегулярные переменные без очевидного периода. Они долгое время считались асимптотическая ветвь гигантов (AGB) звезды или сверхгиганты и сами звезды ветви красных гигантов (RGB) обычно не считались переменными. Несколько явных исключений были сочтены звездами AGB с низкой светимостью.[30]

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

Микролинзирующие исследования в 21 веке обеспечили чрезвычайно точную фотометрию тысяч звезд за многие годы. Это позволило открыть множество новых переменных звезд, часто очень малых амплитуд. Множественный отношения период-светимость были обнаружены, сгруппированы в регионы с гребни близко расположенных параллельных отношений. Некоторые из них соответствуют известным мирам и полурегулярным звездам, но был определен дополнительный класс переменных звезд: OGLE Красные гиганты малой амплитуды 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 Магеллановы облака, звезды AGB и RGB.[32] С тех пор был опубликован каталог 192 643 OSARG в направлении Млечный Путь центральная выпуклость. Хотя около четверти OSARG Магелланова Облака показывают длинные вторичные периоды, очень немногие OSARG галактики это делают.[33]

RGB OSARG следуют трем близко расположенным отношениям период-светимость, соответствующим первой, второй и третьей обертоны из радиальная пульсация модели для звезд определенных масс и светимостей, но также присутствуют дипольные и квадрупольные нерадиальные пульсации, что приводит к полурегулярному характеру изменений.[34] В основной режим не появляется, и основная причина возбуждения неизвестна. Стохастик конвекция была предложена как причина, подобная солнечные колебания.[32]

У звезд 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 эллипсоидальный вариации. Причина длинных вторичных периодов неизвестна, но было высказано предположение, что они связаны с взаимодействиями с маломассивными спутниками на близких орбитах.[35] Также считается, что эллипсоидальные вариации создаются в двойных системах, в данном случае - в контактных двойных, где искаженные звезды вызывают строго периодические изменения при движении по орбите.[36]

использованная литература

  1. ^ Adams, W. S .; Джой, А. Х .; Stromberg, G .; Беруэлл, К. Г. (1921). «Параллаксы 1646 звезд, полученные спектральным методом». Астрофизический журнал. 53: 13. Bibcode:1921ApJ .... 53 ... 13A. Дои:10.1086/142584.
  2. ^ Трамплер, Р. Дж. (1925). «Спектральные типы в открытых скоплениях». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 37 (220): 307. Bibcode:1925PASP ... 37..307T. Дои:10.1086/123509.
  3. ^ Гамов, Г. (1939). «Физические возможности звездной эволюции». Физический обзор. 55 (8): 718–725. Bibcode:1939ПхРв ... 55..718Г. Дои:10.1103 / PhysRev.55.718.
  4. ^ Сэндидж, Аллан; Катем, Василий; Кристиан, Джером (1968). «Индикация разрывов в гигантской ветви шарового скопления M15». Астрофизический журнал. 153: L129. Bibcode:1968ApJ ... 153L. 129S. Дои:10.1086/180237.
  5. ^ Arp, Halton C .; Baum, William A .; Сэндидж, Аллан Р. (1953). "Диаграмма цвет-величина шарового скопления M 92". Астрономический журнал. 58: 4. Bibcode:1953AJ ..... 58 .... 4A. Дои:10.1086/106800.
  6. ^ Strom, S.E .; Стром, К. М .; Rood, R.T .; Ибен, И. (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 внутри и вне основной последовательности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 5: 571–626. Bibcode:1967ARA & A ... 5..571I. Дои:10.1146 / annurev.aa.05.090167.003035.
  8. ^ а б Pols, Onno R .; Шредер, Клаус-Петер; Hurley, Jarrod R .; Tout, Christopher A .; Эгглтон, Питер П. (1998). «Модели звездной эволюции для Z = 0,0001–0,03». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 298 (2): 525. Bibcode:1998МНРАС.298..525П. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01658.x.
  9. ^ Vassiliadis, E .; Вуд, П. Р. (1993). «Эволюция звезд малых и средних масс до конца асимптотической ветви гигантов с потерей массы». Астрофизический журнал. 413: 641. Bibcode:1993ApJ ... 413..641V. Дои:10.1086/173033.
  10. ^ Marigo, P .; Girardi, L .; Bressan, A .; Groenewegen, M.A.T .; Silva, L .; Гранато, Г. Л. (2008). «Эволюция асимптотических звезд ветви гигантов». Астрономия и астрофизика. 482 (3): 883–905. arXiv:0711.4922. Bibcode:2008A & A ... 482..883M. Дои:10.1051/0004-6361:20078467. S2CID  15076538.
  11. ^ Рицци, Лука; Талли, Р. Брент; Макаров, Дмитрий; Макарова, Лидия; Дельфин, Эндрю Э .; Сакаи, Шоко; Шая, Эдвард Дж. (2007). «Расстояния ветвей до конца красного гиганта. II. Калибровка нулевой точки». Астрофизический журнал. 661 (2): 815–829. arXiv:Astro-ph / 0701518. Bibcode:2007ApJ ... 661..815R. Дои:10.1086/516566. S2CID  12864247.
  12. ^ Кателан, Марсио; Роиг, Фернандо; Альканиз, Джилсон; де ла Реза, Рамиро; Лопес, Далтон (2007). «Структура и эволюция звезд малых масс: обзор и некоторые открытые проблемы». ВЫСШАЯ ШКОЛА ПО АСТРОНОМИИ: XI специальные курсы в Национальной обсерватории Рио-де-Жанейро (XI CCE). Материалы конференции AIP. 930: 39–90. arXiv:Astro-ph / 0703724. Bibcode:2007AIPC..930 ... 39C. Дои:10.1063/1.2790333. S2CID  15599804.
  13. ^ а б Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). «Эволюция звезд и звездных популяций». Эволюция звезд и звездных популяций: 400. Bibcode:2005essp.book ..... S.
  14. ^ Мермиллиод, Дж. К. (1981). «Сравнительные исследования молодых рассеянных скоплений. III - Эмпирические изохронные кривые и главная последовательность нулевого возраста». Астрономия и астрофизика. 97: 235. Bibcode:1981A&A .... 97..235M.
  15. ^ Бедин, Луиджи Р .; Пиотто, Джампаоло; Андерсон, Джей; Кассиси, Санти; Король, Иван Р .; Моманы, Язан; Карраро, Джованни (2004). "Ω Центавра: загадка народонаселения идет глубже". Астрофизический журнал. 605 (2): L125. arXiv:Astro-ph / 0403112. Bibcode:2004ApJ ... 605L.125B. Дои:10.1086/420847. S2CID  2799751.
  16. ^ а б Ванденберг, Дон А .; Bergbusch, Peter A .; Доулер, Патрик Д. (2006). "Звездные модели Виктории-Регины: эволюционные треки и изохроны для широкого диапазона масс и металличности, которые позволяют эмпирически ограничивать количество конвективных выбросов ядра". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 162 (2): 375–387. arXiv:astro-ph / 0510784. Bibcode:2006ApJS..162..375V. Дои:10.1086/498451. S2CID  1791448.
  17. ^ Hekker, S .; Gilliland, R.L .; Elsworth, Y .; Чаплин, В. Дж .; Де Риддер, Дж .; Stello, D .; Kallinger, T .; Ибрагим, К. А .; Klaus, T. C .; Ли, Дж. (2011). «Характеристика красных гигантов в открытых данных Кеплера». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 414 (3): 2594. arXiv:1103.0141. Bibcode:2011МНРАС.414.2594Н. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2011.18574.x. S2CID  118513871.
  18. ^ Stoesz, Jeffrey A .; Хервиг, Фальк (2003). «Изотопные отношения кислорода в первых красных гигантах и ​​неопределенности скорости ядерных реакций». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 340 (3): 763. arXiv:astro-ph / 0212128. Bibcode:2003МНРАС.340..763С. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06332.x. S2CID  14107804.
  19. ^ Cassisi, S .; Marín-Franch, A .; Salaris, M .; Aparicio, A .; Монелли, М .; Пьетринферни, А. (2011). «Разница в величине между выключением главной последовательности и выступом ветви красных гигантов в шаровых скоплениях Галактики». Астрономия и астрофизика. 527: A59. arXiv:1012.0419. Bibcode:2011A и A ... 527A..59C. Дои: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 до разрешенных галактик». Астрофизический журнал. 417: 553. Bibcode:1993ApJ ... 417..553L. Дои:10.1086/173334.
  21. ^ Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (1997). «Верхушка ветви красных гигантов как индикатор расстояния: результаты эволюционных моделей». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 289 (2): 406. arXiv:Astro-ph / 9703186. Bibcode:1997МНРАС.289..406С. Дои:10.1093 / минрас / 289.2.406. S2CID  18796954.
  22. ^ Conn, A.R .; Ibata, R.A .; Льюис, Г. Ф .; Паркер, К. А .; Zucker, D. B .; Мартин, Н. Ф .; McConnachie, A.W .; Ирвин, М. Дж .; Tanvir, N .; Fardal, M. A .; Фергюсон, А. М. Н .; Chapman, S.C .; Вальс-Габо, Д. (2012). «Байесовский подход к определению величины конца ветви красного гиганта. II. Расстояния до спутников M31». Астрофизический журнал. 758 (1): 11. arXiv:1209.4952. Bibcode:2012ApJ ... 758 ... 11C. Дои:10.1088 / 0004-637X / 758/1/11. S2CID  53556162.
  23. ^ d'Antona, F .; Caloi, V .; Montalbán, J .; Ventura, P .; Граттон, Р. (2002). «Вариация гелия из-за самозагрязнения среди звезд шарового скопления». Астрономия и астрофизика. 395: 69–76. arXiv:Astro-ph / 0209331. Bibcode:2002A & A ... 395 ... 69D. Дои:10.1051/0004-6361:20021220. S2CID  15262502.
  24. ^ Боно, Джузеппе; Капуто, Филиппина; Кассиси, Санти; Маркони, Марселла; Пьерсанти, Лучано; Торнамбе, Амедео (2000). «Модели звезд средней массы с различным содержанием гелия и металлов». Астрофизический журнал. 543 (2): 955. arXiv:astro-ph / 0006251. Bibcode:2000ApJ ... 543..955B. Дои:10.1086/317156. S2CID  18898755.
  25. ^ Meynet, G .; Mermilliod, J.-C .; Мэдер, А. (1993). «Новая датировка рассеянных скоплений галактик». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 98: 477. Bibcode:1993A & AS ... 98..477M.
  26. ^ Орилия, Ливия; Ферраро, Франческо Р .; Фузи Печчи, Флавио; Руд, Роберт Т. (2002). «Наблюдения ISOCAM за галактическими шаровыми скоплениями: потеря массы вдоль ветви красных гигантов». Астрофизический журнал. 571 (1): 458–468. arXiv:Astro-ph / 0201445. Bibcode:2002ApJ ... 571..458O. Дои:10.1086/339857. S2CID  18299018.
  27. ^ McDonald, I .; Boyer, M. L .; Van Loon, J. Th .; Zijlstra, A. A .; Hora, J. L .; Babler, B .; Блок, М .; Гордон, К .; Мид, М .; Meixner, M .; Misselt, K .; Robitaille, T .; Севило, М .; Shiao, B .; Уитни, Б. (2011). «Основные параметры, интегральная потеря массы ветви красных гигантов и образование пыли в галактическом шаровом скоплении 47 Тукана». Приложение к астрофизическому журналу. 193 (2): 23. arXiv:1101.1095. Bibcode:2011ApJS..193 ... 23M. Дои:10.1088/0067-0049/193/2/23. S2CID  119266025.
  28. ^ Xu, H. Y .; Ли, Ю. (2004). «Голубые петли звезд промежуточных масс. I. Циклы CNO и синие петли». Астрономия и астрофизика. 418: 213–224. Bibcode:2004 A&A ... 418..213X. Дои:10.1051/0004-6361:20040024.
  29. ^ Neilson, H.R .; Cantiello, M .; Лангер, Н. (2011). «Несоответствие масс цефеид и потеря массы, вызванная пульсацией». Астрономия и астрофизика. 529: L9. arXiv:1104.1638. Bibcode:2011A & A ... 529L ... 9N. Дои:10.1051/0004-6361/201116920. S2CID  119180438.
  30. ^ Поцелуй, Л. Л .; Постельные принадлежности, Т. Р. (2003). «Красные переменные в базе данных OGLE-II - I. Пульсации и отношения период-светимость под вершиной ветви красных гигантов Большого Магелланова Облака». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 343 (3): L79. arXiv:Astro-ph / 0306426. Bibcode:2003МНРАС.343Л..79К. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06931.x. S2CID  2383837.
  31. ^ Jorissen, A .; Mowlavi, N .; Sterken, C .; Манфроид, Дж. (1997). «Начало фотометрической переменности у звезд красных гигантов». Астрономия и астрофизика. 324: 578. Bibcode:1997A & A ... 324..578J.
  32. ^ а б Сошинский, И .; Dziembowski, W.A .; Удальский, А .; Кубяк, М .; Шимански, М. К .; Pietrzynski, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Улачик, К. (2007). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Период - отношения светимости переменных красных звезд-гигантов". Acta Astronomica. 57: 201. arXiv:0710.2780. Bibcode:2007AcA .... 57..201S.
  33. ^ Soszyński, I .; Удальский, А .; Шиманский, М. К .; Кубяк, М .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, Ł .; Ulaczyk, K .; Полесский, Р .; Козловский, С .; Pietrukowicz, P .; Сковрон, Дж. (2013). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. XV. Долгопериодические переменные в галактическом балджу". Acta Astronomica. 63 (1): 21. arXiv:1304.2787. Bibcode:2013AcA .... 63 ... 21S.
  34. ^ Такаяма, М .; Saio, H .; Ита, Ю. (2013). «О режимах пульсации и массах RGB OSARG». 40-й Международный астрофизический коллоквиум в Льеже. Старение звезд с низкой массой: от красных гигантов до белых карликов. 43: 03013. Bibcode:2013EPJWC..4303013T. Дои:10.1051 / epjconf / 20134303013.
  35. ^ Nicholls, C.P .; Wood, P. R .; Чиони, М.-Р. L .; Сошинский, И. (2009). «Длинные вторичные периоды в переменных красных гигантах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 399 (4): 2063–2078. arXiv:0907.2975. Bibcode:2009МНРАС.399.2063Н. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15401.x. S2CID  19019968.
  36. ^ Nicholls, C.P .; Вуд, П. Р. (2012). «Эксцентрические эллипсоидальные двойные системы красных гигантов в БМО: полные орбитальные решения и комментарии по взаимодействию в периастре». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 421 (3): 2616. arXiv:1201.1043. Bibcode:2012МНРАС.421.2616Н. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.20492.x. S2CID  59464524.

Список используемой литературы

внешние ссылки