Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
χ Лебедь
Созвездие Лебедя map.svg
Красный circle.svg
Расположение χ Cygni (обведено)
Данные наблюдений Epoch J2000       Equinox J2000
СозвездиеЛебедь
Прямое восхождение19 ч 50 м 33.92439 с [1]
Склонение+ 32 ° 54 ′ 50,6097 ″ [1]
Видимая звездная величина  (V)3,3 - 14,2 [2]
Характеристики
Спектральный типS6 + / 1e = MS6 + [3] (S6,2e - S10,4e [4] )
Индекс цвета U − B−0,30 - +0,98 [5]
Индекс цвета B − V+1,56 - +2,05 [5]
Тип переменнойМира [2]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )+1.60 [6]  км / с
Собственное движение (μ) RA:  -20,16 [1]  мс / год
Декабрь:  -38,34 [1]  мс / год
Параллакс (π)5,53 ± 1,10 [1]  мсд.
Расстояние553  св. Лет
(169 [7]  шт. )
Абсолютная звездная величина  (M V )−3,2 - +7,7 [8]
Подробности
Масса2.1+1,5
-0,7[7]  M ☉
Радиус348–480 [7]  R ☉
Яркость6,000 - 9,000 [7]  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )0,49 [9]  cgs
Температура2441–2,742 [7]  К
Металличность [Fe / H]-1,00 [9]  dex
Прочие обозначения
χ Cyg , Chi Cyg, HD  187796, BD + 32 ° 3593, HIP  97629, HR  7564, SAO  68943
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Chi Cygni (латинизировано от χ Cygni) - переменная звезда Миры в созвездии Лебедя , а также звезда S-типа . Это около 500 световых лет от нас.

χ Cygni - это асимптотическая гигантская ветвь звезды, очень холодный и светящийся красный гигант, жизнь которого приближается к концу. В 1686 году было обнаружено, что это переменная звезда, и ее видимая визуальная величина варьируется от 3,3 до 14,2.

История [ править ]

Иллюстрация Лебедя из Зеркала Урании , где χ отмечен как переменная

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

Астроном Готфрид Кирх обнаружил изменчивость χ Лебедя в 1686 году. Исследуя эту область неба для наблюдений за новой Vulpeculae , он заметил, что звезда, отмеченная как χ в атласе Уранометрии Байера, отсутствует. Он продолжал наблюдать за районом и 19 октября 1686 года зафиксировал его 5-ю звездную величину. [12]

Кирх рассматривал χ Cyg как регулярную переменную с периодом 404,5 дня, но быстро было отмечено, что и период, и амплитуда значительно варьируются от цикла к циклу. Томас Дик , доктор юридических наук, пишет: [13]

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

"Подробности, относящиеся к этому:

  1. На полной яркости он не претерпевает никаких заметных изменений в течение двух недель.
  2. Это примерно три с половиной месяца в увеличении от одиннадцатой величины до полной яркости и столько же в уменьшении; по этой причине он может считаться невидимым в течение шести месяцев.
  3. Он не всегда достигает той же степени блеска, иногда бывает пятой, а иногда седьмой величины.

«Оно расположено на шее [созвездия Лебедя] и почти равноудалено от Беты и Гаммы , и на юге к западу от Денеба , на расстоянии около двенадцати градусов, и отмечено Хи ».

Затем звезду наблюдали лишь спорадически до 19 века. Непрерывная последовательность наблюдений была проведена Аргеландером и Шмидтом с 1845 по 1884 год. Это была первая серия наблюдений, показывающая минимумы вариаций блеска. С начала 20 века за ним внимательно наблюдали несколько наблюдателей. [14]

Самые ранние спектры χ Cygni могли быть получены только вблизи максимума света. На них видны слабые линии поглощения с наложенными яркими эмиссионными линиями [15], и это обычно классифицировалось как около M6e при максимальной яркости. [16] После того, как класс S был введен, χ Cygni считался промежуточным между классом M и классом S, например S5e или M6-M8e. [17] Позже более чувствительные спектры вблизи минимума дали спектральные классы только M10 [18] или S10,1e. [19] Согласно пересмотренной системе классификации S-звезд, разработанной для лучшего отражения градации между M-звездами и углеродными звездами, χ Cygni в нормальном максимуме был классифицирован 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 при минимальной яркости измерения не проводились. [3]

Мазеры SiO были обнаружены из χ Cygni в 1975 году. [20] Эмиссия H 2 O из атмосферы χ Cygni была обнаружена в 2010 году, но мазеры H 2 O не обнаружены. [21]

Изменчивость [ править ]

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

χ Лебедя показывает одно из самых больших изменений видимой величины любой пульсирующей переменной звезды. [22] Наблюдаемые крайние значения составляют 3,3 и 14,2 соответственно, что более чем в 10 000 раз по яркости. [2] Средняя максимальная яркость составляет около 4,8 звездной величины, а средний минимум - около 13,4 звездной величины. Форма кривой блеска довольно последовательна от цикла к циклу, причем подъем круче, чем спад. Приблизительно на полпути от минимума к максимуму наблюдается "выпуклость", где увеличение яркости временно замедляется, а затем очень быстро повышается до максимума. [23] Более быстрые подъемы и подъемы являются общими чертами кривых блеска переменных Мира с периодами более 300 дней. [24] Время нарастания составляет 41–45% от времени спада. [23]

И максимальная, и минимальная величина значительно варьируется от цикла к циклу: максимумы могут быть ярче, чем 4,0 звездной величины, или слабее, чем 6,0, а минимальные величины - слабее, чем звездная величина 14,0, или ярче, чем величина 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 10 лет назад максимум 2006 года был самым ярким за более чем столетие с величиной 3,8. [26] Некоторые из предполагаемых самых ярких минимумов могут быть просто результатом неполного охвата наблюдениями. [12] Долгосрочные данные BAA и AAVSO показывают стабильно минимальные значения между 13 и 14 величинами на протяжении 20 века. [23]

Период от максимума до максимума или от минимума до минимума непостоянен и может варьироваться до 40 дней в обе стороны от среднего. Средний период зависит от периода использованных наблюдений, но обычно он составляет 408,7 дней. Есть некоторые свидетельства того, что средний период увеличился примерно на 4 дня за последние три столетия. Вариации периода на более коротких временных масштабах кажутся скорее случайными, чем цикличными, хотя возможно, что вековое увеличение периода не является линейным. Изменение периода имеет значение только при вычислении с использованием максимумов, а не при использовании минимумов, которые доступны только для более поздних циклов. [12]

Наблюдается изменение спектрального класса при изменении яркости от S6 до S10. Самые ранние спектральные типы находятся при максимальной яркости. После максимума сила эмиссионных линий начинает увеличиваться. К минимуму излучение становится очень сильным и появляется много необычных запрещенных и молекулярных линий. [27]

Диаметр χ Лебедя можно измерить непосредственно с помощью интерферометрии . Наблюдения показывают, что диаметр варьируется от 19 до 26 миллисекунд. Изменения размеров почти совпадают по фазе с яркостью и спектральным классом. Наименьший размер наблюдается в фазе 0,94, то есть за 30 дней до максимума. [7]

Расстояние [ править ]

Годовой параллакс из й Лебедя был рассчитан на 5,53 мас в новом сокращении Hipparcos спутниковых данных, что соответствует на расстояние 590 световых лет. Параллакс составляет всего около четверти углового диаметра звезды. Статистическая погрешность составляет около 20%. [1]

Расстояние также можно определить путем сравнения изменений углового диаметра с измеренной радиальной скоростью в атмосфере. Это дает параллакс 5,9 мсек. Дуги с точностью, аналогичной прямым измерениям, что соответствует расстоянию в 550 световых лет. [7]

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

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

Свойства [ править ]

Изменения визуальной величины, температуры, радиуса и болометрической светимости при пульсации χ Cygni

χ Cygni намного больше и холоднее Солнца, настолько велик, что в тысячи раз ярче, несмотря на низкую температуру. Он пульсирует, причем радиус и температура меняются в течение примерно 409 дней. Температура изменяется примерно от 2400 К до 2700 К , а радиус варьируется от примерно 350  R ☉ до 480  R ☉ . Эти пульсации вызывают светимость звезды , чтобы варьировать от примерно 6000  L ☉ до 9000  л ☉ , но они вызывают визуальная яркость , чтобы варьироваться в зависимости от более чем 10 величин. [7] Огромный диапазон визуальной величины создается за счет смещения электромагнитного излучения из инфракрасного диапазона.при повышении температуры и путем образования при низких температурах молекул, поглощающих видимый свет. [32] Альтернативный расчет дает звезде температуру охладителя 2000 К, светимость 7,813  L ☉ , и , соответственно , больший радиус 737  R ☉ . [33]

Визуальная величина звезды тесно связана с изменениями спектрального класса и температуры. Радиус почти антикоррелирован с температурой. Минимальный радиус достигается примерно за 30 дней до максимальной температуры. Изменение болометрической светимости в первую очередь обусловлено изменением размера звезды, при этом максимальная светимость происходит примерно за 57 дней до достижения максимального радиуса и самой низкой температуры. Яркость меняется на четверть цикла от визуальной яркости, что означает, что звезда слабее при максимальной яркости, чем при минимальной. [7]

Массу изолированных звезд трудно определить точно. В случае χ Cygni его пульсации предлагают способ непосредственно измерить ускорение свободного падения слоев в атмосфере. Масса, измеренная таким образом, составляет 2,1  M ☉ . Применение эмпирического соотношения период / масса / радиус для звезд Мира к χ Лебедя дает массу 3,1  M ☉ . [7] χ Cygni теряет массу со скоростью почти миллионной  M ☉ каждый год из-за звездного ветра со скоростью 8,5 км / с. [34]

χ Cygni обычно классифицируется как звезда S-типа из-за полос оксида циркония и оксида титана в его спектре. По сравнению с другими S-звездами, полосы ZrO слабые, а полосы от VO видны, поэтому спектр иногда описывается как MS, промежуточный между нормальным M-спектром и S-типом. Он также показывает спектральные линии от элементов s-процесса, таких как технеций , естественным образом образующихся в звездах AGB, таких как переменные Мира. [35] [36] S-звезды являются промежуточной фазой между звездами класса M, в атмосфере которых больше кислорода, чем углерода, и углеродными звездами, в атмосфере которых больше углерода. Углерод перемещается в атмосферу третьими драгами, которые происходят степловые импульсы . S-звезды имеют отношение C / O от 0,95 до 1,05. [37] Отношение 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, которое обычно наблюдается у звезд AGB, усиливается ударной волной во время пульсаций атмосферы звезды. [38]

Эволюция [ править ]

Эволюционный трек звезды промежуточной массы, подобной χ Cygni

χ Cygni - светящийся и переменный красный гигант на ветви асимптотических гигантов (AGB). Это означает, что он исчерпал свой основной гелий, но недостаточно массивен, чтобы начать сжигать более тяжелые элементы, и в настоящее время синтезирует водород и гелий в концентрических оболочках. [39] В частности, это происходит на термически пульсирующей части AGB (TP-AGB), которая возникает, когда гелиевая оболочка приближается к водородной оболочке и испытывает периодические вспышки, поскольку она на время останавливает синтез, и новый материал накапливается из водорода - горящая оболочка. [40]

Звезды AGB становятся ярче, крупнее и холоднее по мере того, как они теряют массу, а внутренние оболочки приближаются к поверхности. Потеря массы увеличивается по мере уменьшения массы, увеличения яркости и увеличения количества продуктов плавления, поднимающихся на поверхность. Они «поднимаются» на AGB до тех пор, пока потеря массы не станет настолько экстремальной, что они начнут повышаться в температуре и войдут в фазу после AGB, в конечном итоге превратившись в белого карлика . [39]

Эволюция переменной Mira должна вызывать увеличение ее периода, если предположить, что она остается в нестабильной области пульсаций. Однако этот вековой тренд прерывается тепловыми импульсами. Эти тепловые импульсы происходят с интервалом в десятки тысяч лет, но предполагается, что они вызывают быстрые изменения периода менее чем через тысячу лет после импульса. Изменения периода, обнаруженные для χ Лебедя, свидетельствуют об окончании этого быстрого изменения теплового импульса. Изменения периода между импульсами слишком медленные, чтобы их можно было обнаружить с помощью текущих наблюдений. [41] [42]

Тепловые импульсы на TP-AGB производят все более резкие изменения до конца фазы AGB. [42] Каждый импульс вызывает внутреннюю нестабильность, которая вызывает конвекцию от поверхности к водородной оболочке. Когда эта зона конвекции становится достаточно глубокой, продукты плавления перемещаются от оболочки к поверхности. Это известно как третья выемка грунта, хотя может быть и несколько третьих выемок. Появление этих продуктов термоядерного синтеза на поверхности приводит к превращению М-звезды в S-звезду и, в конечном итоге, на углеродную звезду . [43]

Трудно определить начальную массу и возраст звезды AGB. Звезды со средней массой теряют сравнительно небольшую массу, менее 10%, до начала AGB, но имеют сильную потерю массы на AGB, особенно TP-AGB. Звезды с очень разными начальными массами могут показывать очень похожие свойства на AGB. Звезде с первоначально 3  M ☉ потребуется около 400 миллионов лет, чтобы достичь AGB, затем около 6 миллионов лет, чтобы достичь TP-AGB, и провести один миллион лет в фазе TP-AGB. Она потеряет около 0,1  M ☉ перед TP-AGB и 0,5  М ☉ на TP-AGB. Углеродно-кислородное ядро ​​0,6  M ☉превратится в белого карлика, а оставшаяся оболочка будет сброшена и, возможно, станет планетарной туманностью . [44]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Б с д е е Van Leeuwen, F. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A & A ... 474..653V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID  18759600 .
  2. ^ a b c Самус, Н. Н.; Дурлевич, О.В. и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007–2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  3. ^ а б Кинан, ПК; Boeshaar, PC (1980). «Спектральные классы S- и SC-звезд по переработанной системе МК». Серия дополнений к астрофизическим журналам . 43 : 379. Bibcode : 1980ApJS ... 43..379K . DOI : 10.1086 / 190673 .
  4. ^ Кинан, Филип С .; Гаррисон, Роберт Ф .; Дойч, Армин Дж. (1974). "Пересмотренный каталог спектров мирных переменных типов ME и Se". Приложение к астрофизическому журналу . 28 : 271. Bibcode : 1974ApJS ... 28..271K . DOI : 10.1086 / 190318 .
  5. ^ a b Oja, T. (2011). «Фотоэлектрическая UBV-фотометрия переменных звезд, наблюдавшихся в период 1961–1999 гг.». Журнал астрономических данных . 17 : 1. Bibcode : 2011JAD .... 17 .... 1O .
  6. ^ Гончаров Г.А. (2006). "Пулковская компиляция лучевых скоростей для 35 495 звезд Hipparcos в общей системе". Письма об астрономии . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode : 2006AstL ... 32..759G . DOI : 10.1134 / S1063773706110065 . S2CID 119231169 . 
  7. ^ a b c d e f g h i j k Lacour, S .; Thiébaut, E .; Perrin, G .; Meimon, S .; Haubois, X .; Pedretti, E .; Риджуэй, ST; Monnier, JD; Бергер, JP; Шуллер, Пенсильвания; Woodruff, H .; Понселе, А .; Le Coroller, H .; Millan-Gabet, R .; Lacasse, M .; Трауб, В. (2009). "Пульсация χ Cygni, отображаемая с помощью оптической интерферометрии: новый метод определения расстояния и массы звезд Mira". Астрофизический журнал . 707 (1): 632–643. arXiv : 0910.3869 . Bibcode : 2009ApJ ... 707..632L . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 707/1/632. S2CID  28966631 .
  8. ^ Bujarrabal, V .; Planesas, P .; Дель Ромеро, А. (1987). «Мазерное излучение SiO в эволюционирующих звездах - Связь с ИК-континуумом». Астрономия и астрофизика . 175 : 164. Bibcode : 1987A & A ... 175..164B .
  9. ^ а б Ву, Юэ; Сингх, HP; Prugniel, P .; Gupta, R .; Колева, М. (2011). "Спектральная библиотека звезд Coudé-feed - параметры атмосферы". Астрономия и астрофизика . 525 : A71. arXiv : 1009,1491 . Bibcode : 2011A & A ... 525A..71W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201015014 . S2CID 53480665 . 
  10. ^ Хаген, JG (1918). «О неценклатуре U Bootis и χ Cygni» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 78 (9): 682. Bibcode : 1918MNRAS..78..682H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 78.9.682 .
  11. ^ Иоганн Байер; Христофор Мангус; Александр Маир (1603). Уранометрия: Omnivm Asterismorvm Continens Schemata, Nova Methodo Delineata, Aereis Laminis Expressa .
  12. ^ a b c Sterken, C .; Broens, E .; Коэн, К. (1999). «К периоду истории ци Лебедь». Астрономия и астрофизика . 342 : 167. Bibcode : 1999A & A ... 342..167S .
  13. ↑ Томас Дик (1842). Сидерические небеса и другие предметы, связанные с астрономией . Эдвард С. Биддл.
  14. ^ Стеркен, C .; Броенс, Э. (1998). «Долгосрочные визуальные оценки величины переменной мира chi Cygni. I. 1686–1900». Журнал астрономических данных . 4 (7): 7. Bibcode : 1998JAD ..... 4 .... 7S .
  15. ^ Эберхард, Г. (1903). «О спектре и лучевой скорости ци Лебедя». Астрофизический журнал . 18 : 198. Bibcode : 1903ApJ .... 18..198E . DOI : 10.1086 / 141061 .
  16. Перейти ↑ Merrill, PW (1923). «Лучевые скорости долгопериодических переменных звезд». Астрофизический журнал . 58 : 215. Bibcode : 1923ApJ .... 58..215M . DOI : 10.1086 / 142776 .
  17. ^ Дэвис, Дороти Н. (1934). «Спектральная последовательность в звездах класса S» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 46 (273): 267. Bibcode : 1934PASP ... 46..267D . DOI : 10.1086 / 124485 .
  18. ^ Кэмерон, DM; Нассау, Дж. Дж. (1955). «Классификация звезд позднего М-типа по спектрам малой дисперсии в ближней инфракрасной области». Астрофизический журнал . 122 : 177. Bibcode : 1955ApJ ... 122..177C . DOI : 10.1086 / 146066 .
  19. ^ Кинан, Филип С. (1954). «Классификация звезд S-типа». Астрофизический журнал . 120 : 484. Bibcode : 1954ApJ ... 120..484K . DOI : 10.1086 / 145937 .
  20. ^ Снайдер, LE; Буль, Д. (1975). «Обнаружение новых звездных источников колебательно-возбужденного мазерного излучения монооксида кремния на длине волны 6,95 мм». Астрофизический журнал . 197 : 329. Bibcode : 1975ApJ ... 197..329S . DOI : 10.1086 / 153517 .
  21. ^ Justtanont, K .; Дечин, Л .; Schöier, FL; Maercker, M .; Olofsson, H .; Bujarrabal, V .; Marston, AP; Teyssier, D .; Alcolea, J .; Cernicharo, J .; Доминик, Ц .; Де Котер, А .; Melnick, G .; Menten, K .; Neufeld, D .; Planesas, P .; Schmidt, M .; Szczerba, R .; Waters, R .; De Graauw, Th .; Whyborn, N .; Финн, Т .; Helmich, F .; Siebertz, O .; Schmülling, F .; Ossenkopf, V .; Лай, Р. (2010). «Предварительный просмотр HIFI теплого молекулярного газа вокруг χ Cygni: первое обнаружение излучения H2O в направлении звезды AGB S-типа» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 521 : L6. arXiv : 1007.1536 . Бибкод : 2010A & A ... 521L ... 6J . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201015092 .
  22. ^ Lo, KY; Бечис, КП (1977). «Переменный выброс CO 2,6 млн. От Chi Cygni и Mira». Астрофизический журнал . 218 : L27. Bibcode : 1977ApJ ... 218L..27L . DOI : 10.1086 / 182569 .
  23. ^ a b c Гривз, Джон. «Чи Лебедь» .
  24. ^ Маттей, Джанет Акьюз (1997). «Знакомство с переменными Mira». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 25 (2): 57. Bibcode : 1997JAVSO..25 ... 57M .
  25. ^ «Chi Cygni - Самый слабый максимум» (PDF) . Проверено 29 сентября 2016 .
  26. ^ "Почему Chi Cyg исчезает" (PDF) . Проверено 29 сентября 2016 .
  27. ^ Хербиг, Джордж Х. (1956). «Идентификация гидрида алюминия как источника ярких линий, наблюдаемых в χ Cygni, близком к минимуму света» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 68 (402): 204. Полномочный код : 1956PASP ... 68..204H . DOI : 10.1086 / 126916 .
  28. ^ a b Duari, D .; Хатчелл, Дж. (2000). «HCN во внутренней оболочке ци Лебедь». Астрономия и астрофизика . 358 : L25. arXiv : astro-ph / 0006188 . Бибкод : 2000A & A ... 358L..25D .
  29. Перейти ↑ Stein, John W. (1991). "Многоканальные параллаксы на основе астрометрического фотометра эволюционировавших звезд - Chi Cygni, 51 Andromedae и OP Andromedae". Астрофизический журнал . 377 : 669. Bibcode : 1991ApJ ... 377..669S . DOI : 10.1086 / 170394 .
  30. ^ Hinkle, KH; Холл, DNB; Риджуэй, СТ (1982). "Инфракрасная спектроскопия временных рядов переменной мира Chi Cygni". Астрофизический журнал . 252 : 697. Bibcode : 1982ApJ ... 252..697H . DOI : 10.1086 / 159596 .
  31. ^ Перриман, MAC; Lindegren, L .; Ковалевский, Дж .; Hoeg, E .; Bastian, U .; Bernacca, PL; Crézé, M .; Донати, Ф .; Grenon, M .; Grewing, M .; Van Leeuwen, F .; Van Der Marel, H .; Миньяр, Ф .; Мюррей, Калифорния; Ле Пул, РС; Schrijver, H .; Turon, C .; Arenou, F .; Froeschlé, M .; Петерсен, CS (1997). "Каталог HIPPARCOS". Астрономия и астрофизика . 323 : L49. Bibcode : 1997A & A ... 323L..49P .
  32. ^ Рид, MJ; Голдстон, Дж. Э. (2002). «Как переменные Mira тысячекратно меняют визуальный свет». Астрофизический журнал . 568 (2): 931. arXiv : astro-ph / 0106571 . Bibcode : 2002ApJ ... 568..931R . DOI : 10.1086 / 338947 . S2CID 15339115 . 
  33. ^ Де Бек, E .; Дечин, Л .; Де Котер, А .; Justtanont, K .; Verhoelst, T .; Кемпер, Ф .; Ментен, К.М. (2010). «Исследование истории потери массы звезд AGB и красных сверхгигантов по профилям линий вращения CO. II. Обзор эволюционировавших звезд на линиях CO: вывод формул скорости потери массы». Астрономия и астрофизика . 523 : A18. arXiv : 1008.1083 . Bibcode : 2010A & A ... 523A..18D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200913771 . S2CID 16131273 . 
  34. ^ Guandalini, R. (2010). «Инфракрасная фотометрия и эволюция теряющих массу звезд AGB. III. Скорость 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 . 
  35. Перейти ↑ Merrill, Paul W. (1947). "Постмаксимальный спектр χ Лебедя". Астрофизический журнал . 106 : 274. Bibcode : 1947ApJ ... 106..274M . DOI : 10.1086 / 144958 .
  36. ^ Vanture, Эндрю Д.; Валлерстайн, Джордж; Браун, Джеффри А .; Базан, Грант (1991). «Содержание TC и родственных элементов в звездах типа M, MS и S». Астрофизический журнал . 381 : 278. Bibcode : 1991ApJ ... 381..278V . DOI : 10.1086 / 170649 .
  37. ^ Шойер, Флорида; Maercker, M .; Justtanont, K .; Olofsson, H .; Черный, JH; Дечин, Л .; Де Котер, А .; Уотерс, Р. (2011). «Химическая инвентаризация звезды AGB S-типа χ Cygni, основанная на наблюдениях Herschel / HIFI эмиссии околозвездных линий. Важность химических процессов, не связанных с ЛТР, в динамической области» . Астрономия и астрофизика . 530 : A83. Bibcode : 2011A & A ... 530A..83S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201116597 .
  38. ^ Lèbre, A .; Aurière, M .; Fabas, N .; Gillet, D .; Herpin, F .; Константинова-Антова, Р .; Пети, П. (2014). «Поиск поверхностных магнитных полей у звезд Миры. Первое обнаружение в х Лебедя». Астрономия и астрофизика . 561 : A85. arXiv : 1310,4379 . Бибкод : 2014A & A ... 561A..85L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322826 . S2CID 119205800 . 
  39. ^ a b Мариго, P .; Bressan, A .; Хиози, К. (1996). «Этап TP-AGB: новая модель». Астрономия и астрофизика . 313 : 545. Bibcode : 1996A & A ... 313..545M .
  40. ^ Мариго, P .; Жирарди, Л. (2007). «Эволюция звезд асимптотических ветвей гигантов. I. Обновленные синтетические модели TP-AGB и их базовая калибровка». Астрономия и астрофизика . 469 (1): 239–263. arXiv : astro-ph / 0703139 . Бибкод : 2007A&A ... 469..239M . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20066772 . S2CID 15412621 . 
  41. ^ Темплтон, MR; Mattei, JA; Уилсон, Лос-Анджелес (2005). «Вековая эволюция в переменных пульсациях мира». Астрономический журнал . 130 (2): 776–788. arXiv : astro-ph / 0504527 . Bibcode : 2005AJ .... 130..776T . DOI : 10,1086 / 431740 . S2CID 359940 . 
  42. ^ a b Перси, Джон Р .; Ау, Винни В.-Й. (1999). «Долговременные изменения звезд мира. II. Поиск изменений эволюционного периода в звездах мира» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (755): 98. Bibcode : 1999PASP..111 ... 98P . DOI : 10.1086 / 316303 .
  43. ^ Бутройд, Арнольд I .; Сакманн, И.-Юлиана; Ахерн, Шон С. (1993). «Предотвращение образования углеродных звезд высокой светимости путем горения горячим дном». Астрофизический журнал . 416 : 762. Bibcode : 1993ApJ ... 416..762B . DOI : 10.1086 / 173275 .
  44. ^ Forestini, M; Шарбоннель, С. (1997). «Нуклеосинтез легких элементов внутри термически пульсирующих звезд AGB: I. Случай звезд промежуточных масс». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 123 (2): 241. arXiv : astro-ph / 9608153 . Bibcode : 1997A и AS..123..241F . DOI : 10.1051 / AAS: 1997348 . S2CID 56088835 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • Пульсации χ Лебедя
  • Страница VSX для χ Cygni
  • http://jumk.de/astronomie/special-stars/chi-cygni.shtml
  • Найди отличия - Chi Cyg на максимуме (30 апреля 2013 г.)