Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
W Аквила - звезда S-типа и переменная Мира с близким спутником , определенная космическим телескопом Хаббла .

S-звезда типа (или просто S звезды ) является прохладным гигантские с примерно равными количествами углерода и кислорода в его атмосфере. Класс был первоначально определен в 1922 году Полом Меррилом для звезд с необычными линиями поглощения и молекулярными полосами, которые, как теперь известно, связаны с элементами s-процесса . Полосы монооксида циркония (ZrO) являются отличительной чертой S-звезд.

В углеродные звезды имеют больше углерода , чем кислорода в их атмосферах. У большинства звезд, таких как гиганты класса M, атмосфера богаче кислородом, чем углеродом, и их называют богатыми кислородом звездами . Звезды S-типа занимают промежуточное положение между углеродными звездами и нормальными гигантами. Их можно разделить на два класса: собственные S-звезды, которые обязаны своим спектром конвекции продуктов термоядерного синтеза, а элементы s-процесса - поверхности; и внешние S-звезды, которые образуются в результате массопереноса в двойной системе.

Собственные звезды S-типа находятся на наиболее яркой части асимптотической ветви гигантов , на стадии их жизни, длящейся менее миллиона лет. Многие из них - долгопериодические переменные звезды. Внешние S-звезды менее яркие и долгоживущие, часто полурегулярные или нерегулярные переменные с меньшей амплитудой . S-звезды относительно редки: собственные S-звезды составляют менее 10% асимптотических звезд гигантской ветви сопоставимой светимости, в то время как внешние S-звезды составляют еще меньшую долю всех красных гигантов.

Спектральные особенности [ править ]

Холодные звезды, особенно класс M , демонстрируют молекулярные полосы, причем оксид титана (II) (TiO) особенно прочен. Небольшая часть этих холодных звезд также показывает соответственно сильные полосы оксида циркония (ZrO). Наличие четко определяемых полос ZrO2 в визуальных спектрах - это определение звезды S-типа. [1]

Основные серии ZrO : [1]

  • серии α, в синем цвете при 464,06 нм, 462,61 нм и 461,98 нм
  • серия β, желтая при 555,17 нм и 571,81 нм
  • γ серия, в красном цвете при 647,4 нм, 634,5 нм и 622,9 нм [2]

Первоначальное определение S-звезды заключалось в том, что полосы ZrO должны легко обнаруживаться на фотографических спектральных пластинах с низкой дисперсией, но более современные спектры позволяют идентифицировать многие звезды с гораздо более слабым ZrO. Звезды MS, промежуточные с нормальными звездами класса M, имеют едва обнаруживаемый ZrO, но в остальном нормальный спектр класса M. Звезды SC, промежуточные с углеродными звездами, имеют слабые или необнаружимые ZrO, но сильные линии D натрия и обнаруживаемые, но слабые полосы C 2 . [3]

Спектры S-звезд также показывают другие отличия от спектров обычных гигантов класса M. Характерные полосы TiO холодных гигантов ослаблены у большинства S-звезд по сравнению с M-звездами аналогичной температуры и полностью отсутствуют у некоторых. Особенности , связанные с втор-процесса изотопы , такие как YO полос , Sr I линии , Ва II линий и LaO полос , а также D линий натрия все гораздо сильнее. Однако полосы VO отсутствуют или очень слабые. [4] Существование спектральных линий элемента технеция периода 5.(Tc) также ожидается в результате захвата нейтронов s-процессом, но значительная часть S-звезд не показывает никаких признаков Tc. Звезды с сильными линиями Tc иногда называют звездами технеция , и они могут относиться к классам M, S, C или промежуточным MS и SC. [5]

Некоторые S-звезды, особенно переменные Mira , демонстрируют сильные линии излучения водорода . В H & beta ; излучение часто необычно сильной по сравнению с другими линиями серии Бальмера в нормальном M звезды, но это происходит из - за слабости полосы TiO , которые могли бы разбавить H & beta ; излучение. [1]

Схемы классификации [ править ]

Спектральный класс S был впервые определен в 1922 году для представления ряда долгопериодических переменных (то есть переменных Миры) и звезд с подобными пекулярными спектрами. Многие линии поглощения в спектрах были признаны необычными, но связанные с ними элементы не были известны. Полосы поглощения, которые теперь распознаются как связанные с ZrO2, четко указаны как основные особенности спектров S-типа. В то время класс M не был разделен на числовые подклассы, а на Ma, Mb, Mc и Md. Новый класс S просто оставался либо S, либо Se в зависимости от наличия линий излучения. Считалось, что все звезды Se были LPV, а S-звезды не были переменными [6], но с тех пор были обнаружены исключения. Например, π 1 Gruis теперь известен какполурегулярная переменная . [7]

Классификация S-звезд несколько раз пересматривалась с момента ее первого введения, чтобы отразить прогресс в разрешении доступных спектров, открытие большего количества звезд S-типа и лучшее понимание взаимосвязей между различными холодными светящимися гигантскими спектральными типами. .

Запятая [ править ]

Формализация классификации S-звезд в 1954 г. ввела двумерную схему вида SX, Y. Например, R Andromedae указан как S6,6e. [1]

X - температурный класс . Это цифра от 1 (хотя наименьший из перечисленных типов - S1.5) и 9, предназначена для обозначения шкалы температур, приблизительно соответствующей последовательности от M1 до M9. Температурный класс фактически рассчитывается путем оценки интенсивностей полос ZrO и TiO, а затем суммирования большей интенсивности с половиной меньшей интенсивности. [1]

Y - класс численности . Это также цифра от 1 до 9, присвоенная путем умножения отношения полос ZrO и TiO на температурный класс. Этот расчет обычно дает число, которое можно округлить в меньшую сторону, чтобы получить цифру класса численности, но это изменено для более высоких значений: [1]

  • 6.0 - 7.5 соответствует 6
  • 7.6 - 9.9 соответствует 7
  • 10.0 - 50 карт на 8
  • > 50 карт на 9

На практике спектральные классы для новых звезд будут назначаться путем ссылки на стандартные звезды, поскольку значения интенсивности являются субъективными и их невозможно воспроизвести из спектров, полученных в различных условиях. [1]

По мере более тщательного изучения S-звезд и понимания механизмов, лежащих в основе спектров, обнаружился ряд недостатков. На прочность ZrO и TiO влияют как температура, так и фактическое содержание. S-звезды представляют собой континуум от наличия кислорода немного больше, чем углерода, до углерода, который немного больше, чем кислорода. Когда углерода становится больше, чем кислорода, свободный кислород быстро связывается в CO, и содержание ZrO и TiO резко падает, что делает их плохим индикатором для некоторых звезд. Класс содержания также становится непригодным для звезд, в атмосфере которых содержится больше углерода, чем кислорода. [8]

Эта форма спектрального класса является обычным типом для S-звезд, возможно, все еще наиболее распространенной формой. [9]

Сила стихий [ править ]

Первый крупный пересмотр классификации S-звезд полностью отказался от однозначного класса содержания в пользу явных интенсивностей содержания для Zr и Ti. [10] Итак, R And указан с нормальным максимумом со спектральным классом S5e Zr5 Ti2. [9]

В 1979 году Эйк определил индекс содержания, основанный на интенсивности полос ZrO, TiO и YO. Эта единственная цифра от 1 до 7 была предназначена для обозначения перехода от звезд MS через увеличение отношения C / O к звездам SC. Спектральные типы по-прежнему указывались с явными значениями интенсивности Zr и Ti, а индекс обилия был включен отдельно в список стандартных звезд. [8]

Критерии индекса изобилия и расчетное соотношение C / O [8]
Индекс изобилияКритерииСоотношение C / O
1TiO ≫ ZrO и YO
<00,90
2TiO ≥ ZrO ≥ 2 × YO
00,90
32 × YO ≥ ZrO ≥ TiO
00,93
4ZrO ≥ 2 × YO> TiO
00,95
5ZrO ≥ 2 × YO, TiO = 0
> 00,95
6ZrO слабый, YO и TiO = 0
~ 1
7CS и углеродные звезды
> 1

Обозначение косой черты [ править ]

Индекс содержания был немедленно принят и расширен до диапазона от 1 до 10, дифференцируя содержания в звездах SC. Теперь он указывался как часть спектрального класса вместо разделения содержания Zr и Ti. Чтобы отличить его от ранее заброшенного класса обилия, он был использован с косой чертой после температурного класса, так что спектральный класс для R And стал S5 / 4.5e. [3]

Новый индекс численности не рассчитывается напрямую, а присваивается на основе относительной силы ряда спектральных характеристик. Он предназначен для точного указания последовательности соотношений C / O от менее 0,95 до примерно 1,1. В первую очередь, относительная сила полос ZrO и TiO формирует последовательность от звезд MS к индексам обилия от 1 до 6. Индексы численности с 7 по 10 относятся к звездам SC, а ZrO слабый или отсутствует, поэтому относительная сила D-линий натрия и полос C s используется. Индекс изобилия 0 не используется, а индекс изобилия 10 эквивалентен углеродной звезде Сх, 2, поэтому его также никогда не видно. [4]

Критерии индекса изобилия и расчетное соотношение C / O [4]
Индекс изобилияКритерииСоотношение C / O
РСВидны самые сильные полосы YO и ZrO
1TiO ≫ ZrO и YO
<00,95
2TiO> ZrO
0.95:
3ZrO = TiO, YO сильный
00,96
4ZrO> TiO
00,97
5ZrO ≫ TiO
00,97
6ZrO сильный, TiO = 0
00,98
7 (СК)ZrO слабее, линии D сильные
00,99
8 (СК)Нет линий ZrO или C 2 , D очень сильные
1.00
9 (СК)C 2 очень слабая, линии D очень сильные
10,02
10 (СК)C 2 слабый, линии D сильные
1.1:

Вывод температурного класса также уточнен, чтобы использовать линейные отношения в дополнение к общей прочности ZrO и TiO. Для звезд MS и звезд с индексом обилия 1 или 2 могут применяться те же критерии силы полосы TiO, что и для звезд M. Соотношения различных полос ZrO2 при 530,5 нм и 555,1 нм полезны с индексами содержания 3 и 4, а также внезапным появлением полос LaO при более низких температурах. Соотношение линий Ba II и Sr I также полезно при тех же индексах и для богатых углеродом звезд с индексом содержания от 7 до 9. Если ZrO и TiO слабые или отсутствуют, соотношение смешанных элементов на 645,6 нм и 645,0 нм может использоваться для присвоения температурного класса. [4]

Обозначение звездочки [ править ]

Из-за различных схем классификации и трудностей определения последовательного класса для всего диапазона звезд MS, S и SC иногда используются другие схемы. Например, в одном обзоре новых звезд S / MS, углерода и SC используется двумерная схема, обозначенная звездочкой, например S5 * 3. Первая цифра основана на прочности TiO, чтобы приблизительно соответствовать последовательности класса M, а вторая цифра основана исключительно на прочности ZrO. [2]

Стандартные звезды [ править ]

В этой таблице показаны спектральные классы ряда хорошо известных S-звезд, поскольку они были классифицированы в разное время. Большинство звезд переменные, обычно типа Мира. По возможности таблица показывает тип с максимальной яркостью, но некоторые из типов Ake, в частности, не имеют максимальной яркости и поэтому имеют более поздний тип. Также показаны интенсивности полос ZrO и TiO, если они опубликованы (x означает, что полосы не обнаружены). Если содержания являются частью формального спектрального класса, то отображается индекс содержания.

Сравнение спектральных классов по разным классификационным схемам
ЗвездаКинан
(1954) [1]		Кинан и др.
(1974) [11]		Аке
(1979) [8]		Кинан-Бошаар
(1980) [4]
R AndromedaeS6,6e:Zr4 Ti3S4,6eS8e Zr64S5 / 4.5eZr5 Ti2
X АндромедыS3,9eZr3 Ti0S2,9e:S5.5e Zr45S5 / 4.5eZr2.5 Tix
RR AndromedaeS7,2e:Zr2 Ti6,5S6,2e:S6.5e Zr3 Ti62S6 / 3.5eZr4 + Ti4
W AquilaeS4,9:Zr4 Ti0S3,9e:S6 / 6eZr6 Ti0
BD CamelopardalisS5,3Zr2,5 Ti4S3,5 Zr2,5 Ti32S3.5 / 2Zr2 + Ti3
BH CrucisSC8,6: [12]SC4.5 / 8-eZr0 Tix Na10:
Chi CygniS7,1e:Zr0-2 Ti7S7,2eS9,5 Zr3 Ti91S6 + / 1e = Ms6 +Zr2 Ti6
R CygniS3.5,9e:Zr3,5 Ti0S3,9eS8e Zr7 Ti3:4S5 / 6eZr4 Tix
R GeminorumS3,9e:Zr3 Ti0S3,9eS8e Zr55S4 / 6eZr3.5 Tix

Формирование [ править ]

Есть два различных класса звезд S-типа: собственные S-звезды; и внешние S-звезды. Присутствие технеция используется для различения двух классов, он обнаруживается только у звезд S-типа.

Внутренние S-звезды [ править ]

Stellar свойства как 2  M ☉ солнечной металличности красный гигант эволюционирует вдоль TP-AGB стать звездой S , а затем углеродная звезда [13]

Внутренние звезды S-типа представляют собой звезды с тепловой импульсной асимптотической ветвью гигантов (TP-AGB). Звезды AGB имеют инертные углеродно-кислородные ядра и претерпевают синтез как во внутренней гелиевой оболочке, так и во внешней водородной оболочке. Это большие крутые гиганты М-класса. Тепловые импульсы, создаваемые вспышками гелиевой оболочки, вызывают сильную конвекцию в верхних слоях звезды. Эти импульсы становятся сильнее по мере развития звезды, и в достаточно массивных звездах конвекция становится достаточно глубокой, чтобы вывести продукты синтеза из области между двумя оболочками на поверхность. Эти продукты плавления включают углерод и элементы s-процесса . [14] Элементы s-процесса включают цирконий.(Zr), иттрий (Y), лантан (La), технеций (Tc), барий (Ba) и стронций (Sr), которые образуют характерный спектр класса S с полосами ZrO, YO и LaO, а также Tc , Sr и Ba. Атмосфера S-звезд имеет отношение углерода к кислороду в диапазоне от 0,5 до <1. [15] Обогащение углерода продолжается с последующими тепловыми импульсами до тех пор, пока содержание углерода не превысит содержание кислорода, после чего кислород в атмосфере быстро блокируется. CO и образование оксидов уменьшается. Эти звезды показывают промежуточные спектры СК, а дальнейшее обогащение углеродом приводит к углеродной звезде . [16]

Внешние S-звезды [ править ]

Изотоп технеция, образующийся при захвате нейтронов в s-процессе, составляет 99 Tc, а его период полураспада в звездной атмосфере составляет около 200 000 лет. Любой изотоп, присутствующий при образовании звезды, полностью распался бы к тому времени, когда он стал гигантом, и любой вновь сформированный 99 Tc, извлеченный из AGB-звезды, выживет до конца фазы AGB, что затрудняет работу красного гиганта. иметь в атмосфере другие элементы s-процесса без технеция. Звезды S-типа без технеция образуются за счет переноса материи, богатой технецием, а также других извлеченных элементов из внутренней S-звезды в двойной системе на меньшего, менее развитого компаньона. Через несколько сотен тысяч лет 99Tc распадется, и останется звезда без технеция, обогащенная углеродом и другими элементами s-процесса. Когда эта звезда станет или станет красным гигантом типа G или K, она будет классифицирована как звезда с барием . Когда она разовьется до температуры, достаточной для того, чтобы полосы поглощения ZrO отобразили в спектре, приблизительно M-класс, она будет классифицирована как звезда S-типа. Эти звезды называются внешними S-звездами. [16] [17]

Распределение и номера [ править ]

Звезды со спектральным классом S образуются только в узком диапазоне условий, и они необычны. Распределение и свойства собственных и внешних S-звезд различны, что отражает их разные способы формирования.

Звезды TP-AGB трудно надежно идентифицировать в крупных обзорах, но подсчет нормальных светящихся звезд AGB класса M и аналогичных звезд S-типа и углеродных звезд показал различное распределение в галактике. S-звезды распределены аналогично углеродным звездам, но их всего в три раза меньше, чем углеродных звезд. Оба типа богатых углеродом звезд очень редко встречаются вблизи галактического центра , но составляют 10-20% всех светящихся звезд AGB в окрестностях Солнца, так что S-звезды составляют около 5% звезд AGB. Богатые углеродом звезды также более сосредоточены в галактической плоскости . Звезды S-типа составляют непропорционально большое количество переменных Миры , 7% в одном обзоре по сравнению с 3% всех звезд AGB. [18]

Внешние S-звезды не входят в TP-AGB, но являются ветвями красных гигантов или ранними звездами AGB. Их количество и распределение неизвестны. По оценкам, они составляют от 30% до 70% всех звезд S-типа, но лишь небольшую часть всех звезд ветви красных гигантов. Они менее сильно сконцентрированы в галактическом диске, что указывает на то, что они принадлежат к более старому населению звезд, чем внутренняя группа. [16]

Свойства [ править ]

Масса очень немногих собственных S-звезд была измерена непосредственно с использованием двойной орбиты, хотя их массы были оценены с использованием соотношений период-масса Миры или свойств пульсаций. Наблюдаемые массы составляли около 1,5 - 5  M ☉ [16] до недавнего времени, когда параллаксы Gaia помогли обнаружить собственные S-звезды с массами и металличностями, подобными солнечным . [15] Модели эволюции TP-AGB показывают, что третье углубление становится больше по мере того, как снаряды движутся к поверхности, и что менее массивные звезды подвергаются меньшему количеству углублений перед тем, как покинуть AGB. Звезды с массами 1,5 - 2,0  M ☉будет достаточно драг-апов, чтобы стать углеродными звездами, но они будут крупными событиями, и звезда, как правило, пропустит решающее значение отношения C / O около 1, не становясь звездой S-типа. Более массивные звезды постепенно достигают равных уровней углерода и кислорода в течение нескольких небольших драг-апов. Звезды больше чем приблизительно 4  М ☉ опыта горячего дно горения (сжигание углерода в основании конвективной оболочки) , который предотвращает их становятся звездами углерода, но они все же могут стать звездами S-типа , прежде чем возвращаться к обогащенному кислороду состоянию. [19] Внешние S-звезды всегда находятся в двойных системах, и их расчетные массы составляют около 1,6 - 2,0  M ☉ . Это согласуется со звездами RGB или ранними звездами AGB.[17]

Собственные S-звезды имеют светимости около 5,000 - 10,000  L ☉ , [20] [21], хотя обычно они переменные. [16] Их температура в среднем составляет около 2300 K для звезд Mira S и 3100 K для звезд S, отличных от Mira, что на несколько сотен K теплее, чем богатые кислородом звезды AGB, и на несколько сотен K холоднее, чем углеродные звезды. Их радиусы в среднем около 526  R ☉ для мирид и 270  R ☉ для не мирид, больше , чем богатых кислородом звезд и меньше углеродных звезд. [22] Внешняя S звезда имеет светимость обычно около 2000  L ☉ , температур в диапазоне от 3150 до 4000 К, а радиусы менее 150  R☉ . Это означает, что они лежат ниже вершины красного гиганта и обычно являются звездами RGB, а не звездами AGB. [23]

Потеря массы и пыль [ править ]

Внешние S-звезды теряют значительную массу из-за звездного ветра , подобно богатым кислородом звездам TP-AGB и углеродным звездам. Обычно этот показатель составляет около 1/10 000 000 солнечной массы в год, хотя в крайних случаях, таких как W Aquilae, они могут быть более чем в десять раз выше. [20]

Ожидается, что наличие пыли приводит к потере массы холодных звезд, но неясно, какой тип пыли может образовываться в атмосфере S-звезды, где большая часть углерода и кислорода заключена в газе CO. В звездном ветре звезд S сравним с богатым кислородом и богатые углерода звезд с аналогичными физическими свойствами. В околозвездном веществе вокруг S-звезд наблюдается примерно в 300 раз больше газа, чем пыли. Считается, что он состоит из металлического железа , FeSi, карбида кремния и форстерита . Считается, что без силикатов и углерода зародышеобразование запускается TiC , ZrC и TiO 2.. [21]

Отслоившиеся пылевые оболочки видны вокруг ряда углеродных звезд, но не звезд S-типа. Избыток инфракрасного излучения указывает на то, что вокруг большинства собственных S-звезд есть пыль, но ее истечение было недостаточным и продолжительным, чтобы образовалась видимая отделенная оболочка. Считается, что оболочки образуются во время фазы суперветра на очень поздних этапах эволюции AGB. [20]

Примеры [ править ]

BD Camelopardalis - невооруженный глаз пример внешней S-звезды. Это медленная нерегулярная переменная в симбиотической бинарной системе с более горячим компаньоном, который также может быть переменным. [24]

Переменная Mira Хи Лебедя является внутренним S звезда. Когда яркость близка к максимальному, это самая яркая звезда S-типа на небе. [25] Он имеет переменный спектр позднего типа от S6 до S10, с особенностями оксидов циркония, титана и ванадия, иногда граничащими с промежуточным типом MS. [4] Ряд других известных переменных Миры, таких как R Andromedae и R Cygni , также являются звездами S-типа, как и пекулярная полуправильная переменная π 1 Gruis . [25]

Невооруженным глазом звезда ο 1 Ori является промежуточной звездой ГП и полурегулярной переменной малой амплитуды [7] с белым карликом-компаньоном DA3. [26] Спектральный класс был задан как S3.5 / 1-, [4] M3III (BaII), [27] или M3.2IIIaS. [7]

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d e f g h Кинан, Филип К. (1954). «Классификация звезд S-типа». Астрофизический журнал . 120 : 484. Bibcode : 1954ApJ ... 120..484K . DOI : 10.1086 / 145937 .
  2. ^ а б Макконнелл, ди-джей (1979). «Открытия на южных пластинах объективных призм, чувствительных к красному цвету. Часть вторая - Новые Ms-звезды. Углеродные звезды и Sc-звезды». Дополнение по астрономии и астрофизике . 38 : 335. Bibcode : 1979A & AS ... 38..335M .
  3. ^ a b Boeshaar, PC; Кинан, PC (1979). «Проблема спектральной классификации звезд в последовательности S-SC-C». Спектральная классификация будущего . Ricerche Astronomiche. 9 . п. 39. Bibcode : 1979RA ...... 9 ... 39B .
  4. ^ Б с д е е г Keenan, 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 .
  5. ^ Браун, Джеффри А .; Смит, Верн V .; Ламберт, Дэвид Л .; Датчовер, Эдвард; Хинкль, Кеннет Х .; Джонсон, Холлис Р. (1990). «S-звезды без технеция - двойная звездная связь». Астрономический журнал . 99 : 1930. Bibcode : 1990AJ ..... 99.1930B . DOI : 10.1086 / 115475 .
  6. Перейти ↑ Merrill, PW (1922). «Звездные спектры класса S». Астрофизический журнал . 56 : 457. Bibcode : 1922ApJ .... 56..457M . DOI : 10.1086 / 142716 .
  7. ^ 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 .
  8. ^ a b c d Ake, TB (1979). «Пересмотренная система спектральной классификации в красном для S-звезд». Астрофизический журнал . 234 : 538. Bibcode : 1979ApJ ... 234..538A . DOI : 10.1086 / 157527 .
  9. ^ а б Скифф, BA (2014). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Skiff, 2009–2016)». Онлайн-каталог данных VizieR: B / Mk. Первоначально опубликовано в Обсерватории Лоуэлла (октябрь 2014 г.) . 1 . Bibcode : 2014yCat .... 1.2023S .
  10. ^ Кинан, ПК; McNeil, RC (1977). «Атлас спектров более холодных звезд: Типы G, K, M, S и C». Обс . 97 : 178. Bibcode : 1977Obs .... 97..178K .
  11. ^ 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 .
  12. Перейти ↑ Keenan, Ph. C. (1973). «Роль классификации щелевых спектрограмм (вводная лекция)». Спектральная классификация и многоцветная фотометрия . Симпозиум МАС. 50 . п. 3. Bibcode : 1973IAUS ... 50 .... 3K .
  13. ^ Weiss, A .; Фергюсон, Дж. В. (2009). «Новые асимптотические модели ветвей гигантов для ряда металличностей». Астрономия и астрофизика . 508 (3): 1343. arXiv : 0903.2155 . Бибкод : 2009A & A ... 508.1343W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912043 . S2CID 15194560 . 
  14. ^ Галлино, Роберто; Арландини, Клаудио; Буссо, Маурицио; Лугаро, Мария; Траваглио, Клаудиа; Страньеро, Оскар; Чиффи, Алессандро; Лимонги, Марко (1998). "Эволюция и нуклеосинтез в маломассивных асимптотических звездах-гигантах. II. Захват нейтронов и S-процесс" . Астрофизический журнал . 497 (1): 388. Bibcode : 1998ApJ ... 497..388G . DOI : 10.1086 / 305437 .
  15. ^ а б Шетье, С .; Гориели, С .; Siess, L .; Van Eck, S .; Jorissen, A .; Ван Винкель, Х. (2019). «Наблюдательные свидетельства появления третьего драгирования у звезд S-типа с начальной массой около 1 M ☉ ». Астрономия и астрофизика . 625 : L1. arXiv : 1904.04039 . Bibcode : 2019A & A ... 625L ... 1S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201935296 .
  16. ^ a b c d e Van Eck, S .; Йориссен, А. (1999). "Хенизская выборка S-звезд. I. Дихотомия технеция". Астрономия и астрофизика . 345 : 127–136. arXiv : astro-ph / 9903241 . Бибкод : 1999A & A ... 345..127V .
  17. ^ a b Jorissen, A .; Van Eck, S .; Мэр, М .; Удри, С. (1998). «Понимание формирования бария и Tc-бедных S-звезд из расширенной выборки орбитальных элементов». Астрономия и астрофизика . 332 : 877. arXiv : astro-ph / 9801272 . Bibcode : 1998a & A ... 332..877J .
  18. ^ Холлис Р. Джонсон; Бен Цукерман (22 июня 1989 г.). Эволюция необычных красных звезд-гигантов . Коллоквиум МАС. 106 . Издательство Кембриджского университета. С. 342–. ISBN 978-0-521-36617-5.
  19. ^ Groenewegen, MAT; Ван Ден Хук, LB; Де Йонг, Т. (1995). «Эволюция галактических углеродных звезд». Астрономия и астрофизика . 293 : 381. Bibcode : 1995A & A ... 293..381G .
  20. ^ a b c Ramstedt, S .; Schöier, FL; Олофссон, Х. (2009). "Излучение околозвездных молекулярных линий от звезд AGB S-типа: темпы потери массы и содержания SiO". Астрономия и астрофизика . 499 (2): 515. arXiv : 0903.1672 . Бибкод : 2009A&A ... 499..515R . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200911730 . S2CID 17942939 . 
  21. ^ а б Ферраротти, AS; Гейл, Х.-П. (2002). «Минеральное образование при звездном ветре» . Астрономия и астрофизика . 382 : 256–281. Бибкод : 2002A & A ... 382..256F . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011580 .
  22. ^ Ван Белль, GT; Дайк, HM; Томпсон, Р.Р .; Benson, JA; Каннаппан, SJ (1997). "Измерение угловых размеров углеродных мирас и звезд S-типа". Астрономический журнал . 114 : 2150. Bibcode : 1997AJ .... 114.2150V . DOI : 10.1086 / 118635 .
  23. ^ Ван Эк, S .; Jorissen, A .; Udry, S .; Мэр, М .; Пернье, Б. (1998). "Диаграмма Герцшпрунга-Рассела HIPPARCOS S-звезд: исследующий нуклеосинтез и углубление". Астрономия и астрофизика . 329 : 971. arXiv : astro-ph / 9708006 . Bibcode : 1998a & A ... 329..971V .
  24. ^ Аке, Томас Б .; Johnson, Hollis R .; Перри, Бенджамин Ф. (1988). «Соратники своеобразных красных гигантов: HR 363 и HR 1105». В ЕКА . 281 : 245. Bibcode : 1988ESASP.281a.245A .
  25. ^ а б Стивенсон, CB (1984). «Общий каталог галактических S-звезд - ED.2». Публикации обсерватории Уорнер и Сваси . 3 : 1. Bibcode : 1984PW & SO ... 3 .... 1S .
  26. ^ Аке, Томас Б .; Джонсон, Холлис Р. (1988). «Белый карлик, спутник звезды главной последовательности 4 Омикрон (1) Ориона и двойная гипотеза происхождения пекулярных красных гигантов». Астрофизический журнал . 327 : 214. Bibcode : 1988ApJ ... 327..214A . DOI : 10.1086 / 166183 .
  27. ^ Сато, К .; Куджи, С. (1990). «МК классификация и фотометрия звезд, используемых для наблюдений за временем и широтой в Мизусаве и Вашингтоне». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 85 : 1069. Bibcode : 1990A и AS ... 85.1069S .