Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела для шарового скопления M5 . Ветвь красных гигантов проходит от тонкой горизонтальной ветви субгигантов в правом верхнем углу, при этом ряд наиболее ярких звезд RGB отмечен красным.

Красно-гигантские ветви (RGB), который иногда называют первым гигантская ветвь, представляет собой часть гигантской ветви , прежде чем происходит гелий зажигания в процессе звездной эволюции . Это этап, который следует главной последовательности для звезд с низкой и средней массой. Звезды-ветви красных гигантов имеют инертное гелиевое ядро, окруженное оболочкой из водорода, сливающейся в цикле CNO . Это звезды K- и M-классов, которые намного больше и ярче, чем звезды главной последовательности той же температуры.

Открытие [ править ]

Самые яркие звезды в шаровых скоплениях, таких как NGC 288, - красные гиганты.

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 первоначально как общий термин для обозначения области красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Хотя основа термоядерной жизни на главной последовательности, за которой следует фаза термодинамического 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 яркой, чем основная масса красных гигантов, и более нестабильных, часто переменных звезд с большой амплитудой, таких как Мира . [4] Наблюдения за раздвоенной гигантской ветвью были сделаны несколько лет назад, но было неясно, как связаны разные последовательности. [5] К 1970 году область красных гигантов была хорошо известна как состоящая из субгигантов , самого RGB, горизонтальной ветви 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 производят различные фазы жизни звезд средней массы после главной последовательности [9], со все возрастающей сложностью и точностью. [10] Результаты исследования RGB сами по себе используются в качестве основы для исследований в других областях. [11]

Эволюция [ править ]

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

Когда звезда с массой от примерно 0,4  М ☉ ( солнечные масс ) до 12  М ☉ (8  M ☉ для низкой металличности звезд) исчерпывает свой базовый водород, он входит в фазу водородной оболочки горения , в течение которого она становится красным гигантом, больше и круче, 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 в первую очередь от массы звезды, но также и от ее металличности .

Субгигантская фаза [ править ]

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 предела Шенберга – Чандрасекара и находится в тепловом равновесии , а звезда - 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 вырожденным . Затем сердечник сжимается, нагревается и образует сильный температурный градиент. Водородная оболочка, плавящаяся через термочувствительный цикл CNO , значительно увеличивает скорость производства энергии, и звезды считаются 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 больше , чем приблизительно 2  М ☉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 молодыхоткрытые скопления, такие как Praesepe . Это промежуток Герцшпрунга, и на самом деле он редко заселен субгигантами, быстро эволюционирующими в сторону красных гигантов, в отличие от короткой густонаселенной ветви субгигантов с малой массой, наблюдаемой в более старых скоплениях, таких как ω Центавра . [14] [15]

Восхождение на ветку красных гигантов [ править ]

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 светимости колеблются от светимости в несколько раз 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. Внешняя конвективная оболочка становится все глубже и глубже по мере роста звезды и увеличения производства энергии оболочкой. В конце концов, он достигает достаточной глубины, чтобы вывести продукты плавления 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]

Наконечник ветви красных гигантов [ править ]

Основная статья: Верхушка ветви красного гиганта

Для звезд с вырожденным гелиевым ядром существует предел этого роста в размере и светимости, известный как вершина ветви красных гигантов , где ядро ​​достигает температуры, достаточной для начала синтеза. Все звезды, которые достигают этой точки, имеют одинаковую гелиевую массу ядра почти 0,5  M ☉ , а также очень близкие звездные светимость и температуру. Эти светящиеся звезды использовались как стандартные индикаторы расстояния до свечей. Визуально вершина ветви красных гигантов имеет абсолютную звездную величину -3 и температуру около 3000 K при солнечной металличности, ближе к 4000 K при очень низкой металличности. [16] [20] Модели предсказывают светимость в наконечнике 2000-2500  L ☉ , в зависимости от металличности. [21] В современных исследованиях чаще используются инфракрасные величины. [22]

Выход из ветви красных гигантов [ править ]

Вырожденное ядро ​​начинает термоядерный синтез со взрывом в событии, известном как гелиевая вспышка , но внешне непосредственных признаков этого не наблюдается. 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 при температуре около 5000 К и 50  л ☉. 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 металлом скопления показывают наиболее выраженные горизонтальные ветви. [13] [23]

Звезды с исходной массой более 2  M 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 лишь чуть более массивным , чем 2  М ☉ выполнить едва заметный синий контур на несколько сотен L ☉ перед продолжением АВГ едва различимой от их красного гиганта позиции отрасли. Более массивные звезды образуют протяженные синие петли, которые могут достигать 10000 К и более при светимости в тысячи  L ☉.. Эти звезды пересекут полосу нестабильности более одного раза и будут пульсировать как переменные цефеид I типа (классической) . [24]

Свойства [ править ]

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)		RGB ножка
RGB конец
Основная масса ( М ☉ )T эфф (К)Радиус ( R ☉ )Светимость ( L ☉ )Основная масса ( М ☉ )T эфф (К)Радиус ( R ☉ )Светимость ( L ☉ )
0,658,8Нет данных5 1002,5000,104 6341.20,60,482,9252072 809
1.09,3Нет данных26007600,135 0342.02.20,4831401792,802
2.01.21022250,255 2205,419,60,344 41723,5188
5.00,10,4150,30,834 73743,8866,00,844 0341153118

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, 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. Потеря массы от красных гигантов также определяет массу и свойства белых карликов, которые образуются 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. Текущую массу переменных цефеид, таких как δ Cephei, можно точно измерить, потому что существуют либо двойные, либо пульсирующие звезды. По сравнению с эволюционными моделями, такие звезды, кажется, потеряли около 20% своей массы, большую часть которой произошло во время синей петли и особенно во время пульсаций на полосе нестабильности. [28] [29]

Изменчивость [ править ]

Некоторые красные гиганты - переменные с большой амплитудой. Многие из самых ранних известных переменных звезд являются переменными Миры с регулярными периодами и амплитудами нескольких величин, полуправильными переменными с менее очевидными периодами или несколькими периодами и немного более низкими амплитудами, а также медленными нерегулярными переменными без очевидного периода. Они долгое время считались звездами или сверхгигантами асимптотической ветви гигантов (AGB), а 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-величин и более, и что гиганты позднего класса K также, вероятно, будут переменными с меньшими амплитудами. Такие переменные звезды были среди наиболее ярких красных гигантов, близких к вершине RGB, но было трудно спорить, что все они на самом деле были звездами AGB. Звезды показали соотношение амплитуды периода с более медленными переменными амплитуды. [31]

Обзоры с помощью микролинзирования в 21 веке обеспечили чрезвычайно точную фотометрию тысяч звезд за многие годы. Это позволило открыть множество новых переменных звезд, часто очень малых амплитуд. Были обнаружены множественные взаимосвязи период-светимость , сгруппированные в области с гребнями близко расположенных параллельных отношений. Некоторые из них соответствуют известным Мирасам 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 звезды AGB, так и звезды RGB. [32] С тех пор был опубликован каталог 192 643 OSARG в направлении центральной выпуклости Млечного Пути . 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 первому, второму и третьему обертонам моделей радиальной пульсации для звезд определенных масс и светимости, но также присутствуют дипольные и квадрупольные нерадиальные пульсации, приводящие к полу -регулярность вариаций. [34] основная мода не отображается, и основная причина возбуждения не известна. Стохастическая конвекция была предложена как причина, подобная солнечным колебаниям . [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 эллипсоидальные вариации. Причина длинных вторичных периодов неизвестна, но было высказано предположение, что они связаны с взаимодействиями с маломассивными спутниками на близких орбитах. [35] Эллипсоидальные вариации, как полагают, также создаются в двойных системах, в этом случае в контактных двойных системах, где искаженные звезды вызывают строго периодические вариации при движении по орбите. [36]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Адамс, WS; Радость, AH; Stromberg, G .; Беруэлл, CG (1921). «Параллаксы 1646 звезд, полученные спектральным методом». Астрофизический журнал . 53 : 13. Bibcode : 1921ApJ .... 53 ... 13A . DOI : 10.1086 / 142584 .
  2. Перейти ↑ Trumpler, RJ (1925). «Спектральные типы в открытых скоплениях» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 37 (220): 307. Bibcode : 1925PASP ... 37..307T . DOI : 10.1086 / 123509 .
  3. ^ Гамов, Г. (1939). «Физические возможности звездной эволюции». Физический обзор . 55 (8): 718–725. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..718G . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.718 .
  4. ^ Sandage, Аллан; Катем, Василий; Кристиан, Джером (1968). «Индикация разрывов в гигантской ветви шарового скопления M15». Астрофизический журнал . 153 : L129. Bibcode : 1968ApJ ... 153L.129S . DOI : 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 . DOI : 10.1086 / 106800 .
  6. ^ Strom, SE; Стром, км; Руд, RT; 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 . DOI : 10.1146 / annurev.aa.05.090167.003035 .
  8. ^ a b 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 : 1998MNRAS.298..525P . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01658.x .
  9. ^ Vassiliadis, E .; Вуд, PR (1993). «Эволюция звезд малых и средних масс до конца асимптотической ветви гигантов с потерей массы» . Астрофизический журнал . 413 : 641. Bibcode : 1993ApJ ... 413..641V . DOI : 10.1086 / 173033 .
  10. ^ Мариго, P .; Girardi, L .; Bressan, A .; Groenewegen, MAT; Silva, L .; Гранато, GL (2008). «Эволюция асимптотических звезд ветви гигантов». Астрономия и астрофизика . 482 (3): 883–905. arXiv : 0711.4922 . Bibcode : 2008A & A ... 482..883M . DOI : 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 . DOI : 10.1086 / 516566 . S2CID 12864247 . 
  12. ^ Catelan, 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 ... 39С . DOI : 10.1063 / 1.2790333 . S2CID 15599804 . 
  13. ^ a b Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). «Эволюция звезд и звездных популяций» . Эволюция звезд и звездных популяций : 400. Bibcode : 2005essp.book ..... S .
  14. ^ Mermilliod, JC (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, Язань; Карраро, Джованни (2004). "Ω Центавра: загадка народонаселения идет глубже" . Астрофизический журнал . 605 (2): L125. arXiv : astro-ph / 0403112 . Bibcode : 2004ApJ ... 605L.125B . DOI : 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 . DOI : 10.1086 / 498451 . S2CID 1791448 . 
  17. ^ Hekker, S .; Гиллиланд, Р.Л .; Elsworth, Y .; Чаплин, WJ; Де Риддер, Дж .; Stello, D .; Kallinger, T .; Ибрагим, штат Калифорния; Клаус, ТК; Ли, Дж. (2011). «Характеристика красных гигантов в открытых данных Кеплера». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 414 (3): 2594. arXiv : 1103.0141 . Bibcode : 2011MNRAS.414.2594H . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18574.x . S2CID 118513871 . 
  18. ^ Stoesz, Джеффри A .; Хервиг, Фальк (2003). «Изотопные отношения кислорода в первых выемках красных гигантов и неопределенности скорости ядерных реакций». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 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 .; 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 & A ... 527A..59C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201016066 . S2CID 56067351 . 
  20. ^ Ли Мен Gyoon; Фридман, Венди Л .; Мадор, Барри Ф. (1993). «Наконечник ветви красного гиганта как индикатор расстояния до разрешенных галактик» . Астрофизический журнал . 417 : 553. Bibcode : 1993ApJ ... 417..553L . DOI : 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 : 1997MNRAS.289..406S . DOI : 10.1093 / MNRAS / 289.2.406 . S2CID 18796954 . 
  22. ^ Conn, AR; Ибата, РА; Льюис, Г. Ф.; Паркер, QA; Цукер, ДБ; Мартин, Н.Ф .; McConnachie, AW; Ирвин, MJ; Tanvir, N .; Фардал, Массачусетс; Фергюсон, AMN; Chapman, SC; 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 ... 11С . DOI : 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 . Бибкод : 2002A & A ... 395 ... 69D . DOI : 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 . DOI : 10.1086 / 317156 . S2CID 18898755 . 
  25. ^ Meynet, G .; Mermilliod, J.-C .; Мэдер, А. (1993). «Новая датировка рассеянных скоплений галактик». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 98 : 477. Bibcode : 1993A & AS ... 98..477M .
  26. ^ Origlia, Livia; 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 . DOI : 10.1086 / 339857 . S2CID 18299018 . 
  27. ^ Макдональд, I .; Бойер, ML; Van Loon, J. Th .; Zijlstra, AA; Hora, JL; 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 . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 193/2/23 . S2CID 119266025 . 
  28. ^ Xu, HY; Ли, Ю. (2004). «Голубые петли звезд промежуточных масс. I. Циклы CNO и синие петли» . Астрономия и астрофизика . 418 : 213–224. Бибкод : 2004A & A ... 418..213X . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040024 .
  29. ^ Нейлсон, HR; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201116920 . S2CID 119180438 . 
  30. ^ Поцелуй, LL; Постельные принадлежности, TR (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 : 2003MNRAS.343L..79K . DOI : 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. ^ a b Soszynski, I .; Джимбовски, Вашингтон; Удальский, А .; Кубяк, М .; Шиманский 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 . DOI : 10.1051 / epjconf / 20134303013 .
  35. ^ Николс, CP; Дерево, PR; Cioni, M.-RL; Сошинский, И. (2009). «Длинные вторичные периоды в переменных красных гигантах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 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; Дерево, PR (2012). «Эксцентрические эллипсоидальные 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 : 2012MNRAS.421.2616N . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.20492.x . S2CID 59464524 . 

Библиография [ править ]

  • Vassiliadis, E .; Вуд, PR (1993). «Эволюция звезд малых и средних масс до конца асимптотической ветви гигантов с потерей массы» . Астрофизический журнал . 413 : 641. Bibcode : 1993ApJ ... 413..641V . DOI : 10.1086 / 173033 .
  • Girardi, L .; Bressan, A .; Bertelli, G .; Хиози, К. (2000). «Эволюционные треки и изохроны для звезд малых и средних масс: от 0,15 до 7 M☉ и от Z = 0,0004 до 0,03». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 141 (3): 371–383. arXiv : astro-ph / 9910164 . Bibcode : 2000A и AS..141..371G . DOI : 10.1051 / AAS: 2000126 . S2CID  14566232 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Эволюция после главной последовательности за счет сжигания гелия
  • Длиннопериодные переменные - отношения светимости периода и классификация в миссии Gaia