Chi Cygni - Chi Cygni

χ Лебедь
Созвездие Лебедя map.svg
Красный circle.svg
Расположение χ Cygni (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеЛебедь
Прямое восхождение19час 50м 33.92439s[1]
Склонение+32° 54′ 50.6097″[1]
Видимая величина  (V)3.3 – 14.2[2]
Характеристики
Спектральный типS6 + / 1e = MS6 +[3] (S6,2e - S10,4e[4])
U − B индекс цвета−0.30 – +0.98[5]
B − V индекс цвета+1.56 – +2.05[5]
Тип переменнойМира[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+1.60[6] км / с
Правильное движение (μ) РА: -20.16[1] мас /год
Декабрь: -38.34[1] мас /год
Параллакс (π)5.53 ± 1.10[1] мас
Расстояние553 лы
(169[7] ПК )
Абсолютная величина  (MV)−3.2 – +7.7[8]
Подробности
Масса2.1+1.5
−0.7[7] M☉
Радиус348 – 480[7] р☉
Яркость6,000 – 9,000[7] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)0.49[9] cgs
Температура2,441 – 2,742[7] K
Металличность [Fe / H]-1.00[9] dex
Прочие обозначения
χ Cyg, Чи Циг, HD  187796, BD +32°3593, БЕДРО  97629, HR  7564, SAO  68943
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Chi Cygni (Латинизировано от χ Cygni) является Переменная звезда мира в созвездии Лебедь, а также Звезда S-типа. Это около 500 световых лет от нас.

χ Cygni - это асимптотическая ветвь гигантов звезда, очень крутая и светлая красный гигант подходит к концу своей жизни. Было обнаружено, что это переменная звезда в 1686 г. и его видимая визуальная величина варьируется от 3,3 до 14,2.

История

Иллюстрация Лебедь из Зеркало Урании, где χ отмечен как переменная

Флемстид записал, что его звезда 17 Лебедей был Байер Х Лебедь. 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 Cygni как звезду 4-й величины, предположительно близкой к максимальной яркости.[11]

Астроном Готфрид Кирх открыл переменность χ Лебедя в 1686 году. Исследуя эту область неба для наблюдений Nova Vulpeculae, он отметил, что звезда, отмеченная как χ в формуле Байера Атлас уранометрии скучал. 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.

"Он расположен на шее [созвездия Лебедя] и почти на одинаковом расстоянии от Бета и Гамма, и к югу на запад от Денеб, на расстоянии около двенадцати градусов и отмечен Чи."

Затем звезду наблюдали лишь спорадически до 19 века. Непрерывная последовательность наблюдений была проведена Аргеландер и Шмидт 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 линиями излучения,[15] и обычно классифицируется как M6e при максимальной яркости.[16] После того, как был введен класс S, 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 до 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 с χ Cygni в 1975 г.[20] ЧАС2Эмиссия O из атмосферы χ Cygni была обнаружена в 2010 г., но H2Мазеры не обнаружены.[21]

Изменчивость

χ Кривая блеска Лебедя с 2006 по 2010 гг. Формат ММ / ДД / ГГ

χ Cygni показывает одну из самых больших вариаций кажущаяся величина любой пульсирующая переменная звезда.[22] Наблюдаемые крайние значения составляют 3,3 и 14,2 соответственно, изменение яркости более чем в 10 000 раз.[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 - общие черты 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 г. был самым ярким за более чем столетие с величиной 3,8.[26] Некоторые из предполагаемых наиболее ярких минимумов могут быть просто следствием неполного охвата наблюдениями.[12] Долгосрочный БАД и AAVSO данные показывают, что минимумы постоянно находятся 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 напрямую, используя интерферометрия. 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

В годовой параллакс χ Лебедя было вычислено на 5,53 мсек. дуги в новом уменьшении Hipparcos спутниковые данные, что соответствует удалению 590 световых лет. Параллакс составляет всего около четверти углового диаметра звезды. Статистическая погрешность составляет около 20%.[1]

Расстояние также можно определить, сравнив изменения углового диаметра с измеренным радиальная скорость 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 Cygni с абсолютной звездной величиной, рассчитанной по отношение периода к светимости дает расстояние, совместимое с последними значениями параллакса.[7]

Характеристики

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 варьируется от примерно 2400 K до примерно 2700 K, а радиус варьируется от примерно 350р☉ до 480р☉. Эти пульсации приводят к тому, что светимость звезды колеблется примерно от 6000L☉ до 9 000L☉, но они заставляют визуальную яркость изменяться более чем на 10 величин.[7] Огромный диапазон визуальной величины создается за счет сдвига электромагнитное излучение от инфракрасный при повышении температуры и путем образования при низких температурах молекул, поглощающих видимый свет.[32] Альтернативный расчет дает звезде более прохладную температуру, равную 2000 K, и светимость 7813 градусов.L☉, и соответственно больший радиус 737р☉.[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 минимальной температуры. Светимость 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, равна 2,1M☉. Применяя эмпирический период / масса / радиус соотношение звезд Мира к χ Лебедя дает массу 3,1M☉.[7] χ Cygni теряет массу со скоростью почти миллионнуюM☉ каждый год через звездный ветер на скорости 8,5 км / с.[34]

χ Cygni обычно классифицируют 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. Также показаны спектральные линии от s-процесс такие элементы, как технеций, естественно образующиеся в звездах AGB, таких как переменные Миры.[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 на треть. дноуглубительные работы которые происходят с тепловые 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

Эволюционный трек звезды промежуточной массы, подобной χ Cygni

χ Cygni - светящийся и переменный красный гигант на асимптотическая ветвь 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, он находится на термически пульсирующей части AGB (TP-AGB), которая возникает, когда гелиевая оболочка приближается к водородной оболочке и подвергается периодическим мигает поскольку он на время прекращает синтез, и новый материал накапливается из горящей водород оболочки.[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» по 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, чтобы белый Гном.[39]

Эволюция переменной Mira должна вызывать увеличение ее периода, предполагая, 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 отвечает за превращение М-звезды в S-звезду и, в конечном итоге, на углеродная звезда.[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. Звезда изначально с 3M☉ потребуется около 400 миллионов лет, чтобы достичь AGB, затем около 6 миллионов лет, чтобы достичь TP-AGB, и проведет один миллион лет в фазе TP-AGB. Он потеряет около 0,1M☉ перед TP-AGB и 0,5M☉ на TP-AGB. Углеродно-кислородное ядро ​​0,6M☉ превратится в белого карлика, а оставшийся конверт будет сброшен, чтобы, возможно, стать планетарная туманность.[44]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ а б c Samus, N. N .; 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 Keenan, P.C .; Бошаар, П. С. (1980). «Спектральные классы S- и SC-звезд по переработанной системе МК». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 43: 379. Bibcode:1980ApJS ... 43..379K. Дои: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. Дои:10.1086/190318.
  5. ^ а б Оя, Т. (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. Дои:10.1134 / S1063773706110065. S2CID  119231169.
  7. ^ а б c d е ж грамм час я j k Lacour, S .; Thiébaut, E .; Perrin, G .; Meimon, S .; Haubois, X .; Pedretti, E .; Ridgway, S.T .; Monnier, J.D .; Berger, J. P .; Schuller, P.A .; 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. Дои: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; Singh, H.P .; 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. Дои:10.1051/0004-6361/201015014. S2CID  53480665.
  10. ^ Хаген, Дж. Г. (1918). «О неценклатуре U Bootis и χ Cygni». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 78 (9): 682. Bibcode:1918МНРАС..78..682Х. Дои:10.1093 / млнрас / 78.9.682.
  11. ^ Иоганн Байер; Христофор Мангус; Александр Маир (1603). Уранометрия: Omnivm Asterismorvm Continens Schemata, Nova Methodo Delineata, Aereis Laminis Expressa.
  12. ^ а б 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. ^ Sterken, 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. Дои:10.1086/141061.
  16. ^ Меррилл, П. У. (1923). «Лучевые скорости долгопериодических переменных звезд». Астрофизический журнал. 58: 215. Bibcode:1923ApJ .... 58..215M. Дои: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. Дои:10.1086/124485.
  18. ^ Cameron, D. M .; 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. Дои:10.1086/146066.
  19. ^ Кинан, Филип С. (1954). «Классификация звезд S-типа». Астрофизический журнал. 120: 484. Bibcode:1954ApJ ... 120..484K. Дои:10.1086/145937.
  20. ^ Снайдер, Л. Э .; 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. Дои:10.1086/153517.
  21. ^ Justtanont, K .; Дечин, Л .; Schöier, F. L .; Maercker, M .; Olofsson, H .; Bujarrabal, V .; Marston, A. P .; 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. Bibcode:2010A & A ... 521L ... 6J. Дои:10.1051/0004-6361/201015092.
  22. ^ Lo, K. Y .; Бечис, К. П. (1977). «Переменный выброс CO 2,6 млн. От Chi Cygni и Mira». Астрофизический журнал. 218: L27. Bibcode:1977ApJ ... 218L..27L. Дои:10.1086/182569.
  23. ^ а б c Гривз, Джон. "Чи Лебедь".
  24. ^ Маттей, Джанет Акьюз (1997). «Знакомство с переменными Mira». Журнал Американской ассоциации наблюдателей за переменными звездами. 25 (2): 57. Bibcode:1997JAVSO..25 ... 57M.
  25. ^ «Chi Cygni - Самый слабый максимум» (PDF). Получено 2016-09-29.
  26. ^ «Почему Чи Cyg блекнет» (PDF). Получено 2016-09-29.
  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. Bibcode:1956PASP ... 68..204H. Дои:10.1086/126916.
  28. ^ а б Duari, D .; Хатчелл, Дж. (2000). «HCN во внутренней оболочке ци Лебедь». Астрономия и астрофизика. 358: L25. arXiv:astro-ph / 0006188. Bibcode:2000А и А ... 358Л..25Д.
  29. ^ Штейн, Джон В. (1991). «Многоканальные параллаксы на основе астрометрического фотометра эволюционировавших звезд - Chi Cygni, 51 Andromedae и OP Andromedae». Астрофизический журнал. 377: 669. Bibcode:1991ApJ ... 377..669S. Дои:10.1086/170394.
  30. ^ Hinkle, K. H .; Холл, Д. Н. Б .; Риджуэй, С. Т. (1982). "Инфракрасная спектроскопия временных рядов переменной мира Chi Cygni". Астрофизический журнал. 252: 697. Bibcode:1982ApJ ... 252..697H. Дои:10.1086/159596.
  31. ^ Perryman, M.A.C .; Lindegren, L .; Ковалевский, Дж .; Hoeg, E .; Bastian, U .; Bernacca, P.L .; Crézé, M .; Донати, Ф .; Grenon, M .; Грюинг, М .; Van Leeuwen, F .; Van Der Marel, H .; Миньяр, Ф .; Murray, C.A .; Ле Пул, Р. С .; Schrijver, H .; Turon, C .; Arenou, F .; Froeschlé, M .; Петерсен, С. С. (1997). "Каталог HIPPARCOS". Астрономия и астрофизика. 323: L49. Bibcode:1997A & A ... 323L..49P.
  32. ^ Reid, M. J .; Голдстон, Дж. Э. (2002). «Как переменные Mira тысячекратно меняют визуальный свет». Астрофизический журнал. 568 (2): 931. arXiv:Astro-ph / 0106571. Bibcode:2002ApJ ... 568..931R. Дои:10.1086/338947. S2CID  15339115.
  33. ^ De Beck, 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. Дои:10.1051/0004-6361/200913771. S2CID  16131273.
  34. ^ Гуандалини, Р. (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 и A ... 513A ... 4G. Дои:10.1051/0004-6361/200911764. S2CID  119193286.
  35. ^ Меррилл, Пол В. (1947). "Постмаксимальный спектр χ Лебедя". Астрофизический журнал. 106: 274. Bibcode:1947ApJ ... 106..274M. Дои:10.1086/144958.
  36. ^ Vanture, Andrew D .; Валлерстайн, Джордж; Браун, Джеффри А .; Базан, Грант (1991). «Обилие TC и родственных элементов у звезд типа M, MS и S». Астрофизический журнал. 381: 278. Bibcode:1991ApJ ... 381..278V. Дои:10.1086/170649.
  37. ^ Schöier, F. L .; Maercker, M .; Justtanont, K .; Olofsson, H .; Black, J. H .; Дечин, Л .; Де Котер, А .; Уотерс, Р. (2011). «Химическая инвентаризация звезды AGB S-типа χ Cygni на основе наблюдений 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. Дои: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 χ Cygni». Астрономия и астрофизика. 561: A85. arXiv:1310.4379. Bibcode:2014A & A ... 561A..85L. Дои:10.1051/0004-6361/201322826. S2CID  119205800.
  39. ^ а б Marigo, P .; Bressan, A .; Хиози, К. (1996). «Этап TP-AGB: новая модель». Астрономия и астрофизика. 313: 545. Bibcode:1996 A&A ... 313..545M.
  40. ^ Marigo, 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. Bibcode:2007 A&A ... 469..239M. Дои:10.1051/0004-6361:20066772. S2CID  15412621.
  41. ^ Темплтон, М. Р.; Mattei, J. A .; Уилсон, Л. А. (2005). «Вековая эволюция в переменных пульсациях мира». Астрономический журнал. 130 (2): 776–788. arXiv:Astro-ph / 0504527. Bibcode:2005AJ .... 130..776T. Дои:10.1086/431740. S2CID  359940.
  42. ^ а б Перси, Джон Р .; Ау, Винни В.-Й. (1999). «Долговременные изменения в звездах мира. II. Поиск изменений эволюционного периода в звездах мира». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 111 (755): 98. Bibcode:1999PASP..111 ... 98P. Дои: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. Дои:10.1086/173275.
  44. ^ Forestini, M; Шарбоннель, С. (1997). «Нуклеосинтез легких элементов внутри термически пульсирующих звезд AGB: I. Случай звезд промежуточных масс». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 123 (2): 241. arXiv:Astro-ph / 9608153. Bibcode:1997A и AS..123..241F. Дои:10.1051 / aas: 1997348. S2CID  56088835.

внешняя ссылка