Ветвь красных гигантов

Ветвь красных гигантов (англ. red-giant branch) — область ветви гигантов до стадии начала горения гелия. Представляет собой этап эволюции звёзд, наступающий после главной последовательности для маломассивных звёзд и звёзд промежуточных масс. Звёзды ветви красных гигантов обладают инертным гелиевым ядром, окружённым оболочкой водорода, в которой происходят реакции CNO-цикла. Звёзды на данной стадии принадлежат спектральным классам K и M и обладают большей светимостью, чем звёзды главной последовательности той же температуры.
ОбнаружениеПравить
Красные гиганты были открыты в начале XX-го века, когда при анализе диаграммы Герцшпрунга—Рессела были обнаружены два типа популяций холодных звёзд различного размера: карлики, находящиеся на главной последовательности, и звёзды-гиганты.[1][2]
Название ветвь красных гигантов начало использоваться с 1940-1950-х годов, изначально в виде названия для области красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга—Рессела. Хотя основы термоядерного синтеза в звёздах на главной последовательности были известны уже в 1940-х годах, но подробности внутреннего строения различных типов звёзд-гигантов ещё не были изучены.[3]
В 1968 году название асимптотическая ветвь гигантов использовалось для ветви звёзд, светимость которых превышает светимость большинства красных гигантов, менее устойчивых и зачастую переменных с большим периодом переменности.[4] Наблюдения раздвоенной ветви гигантов проводились и до этого, но связь разных частей была не ясна.[5] К 1970 году было известно, что область красных гигантов состоит из области субгигантов, ветви красных гигантов, горизонтальной ветви и асимптотической ветви гигантов, а также был исследован эволюционный статус звёзд в данных областях.[6] Ветвь красных гигантов была описана в 1967 году как первая ветвь гигантов, второй ветвью является асимптотическая ветвь гигантов,[7] данные термины употребляются и в настоящее время.[8]
В современной звёздной физике создаются модели протекающих в недрах звёзд процессов, соответствующих различным стадиям жизни звезды средней массы после главной последовательности,[9] точность и сложность моделей увеличивается со временем.[10] Результаты исследования ветви красных гигантов используются в том числе как основа для исследований в других областях.[11]
ЭволюцияПравить
• трек для массы 0,6 прочерчивает ветвь красных гигантов и останавливается в момент гелиевой вспышки.
• трек для массы 1 показывает наличие короткой, но длящейся долгое время ветви субгигантов и ветви красных гигантов до момента гелиевой вспышки
• трек для массы 2 показывает наличие ветви субгигантов и ветви красных гигантов, а на асимптотической ветви гигантов можно различить синюю петлю.
• трек для массы 5 обладает длинной ветвью субгигантов, короткой ветвью красных гигантов и протяжённой синей петлёй.
Когда звезда с массой от 0,4 до 12 масс Солнца (до 8 масс Солнца для малометалличных звёзд) исчерпывает запасы водорода в ядре, то она переходит на стадию горения водорода в слое вокруг ядра, в течение которой звезда становится красным гигантом, то есть становится крупнее и холоднее, чем на главной последовательности. В течение горения водорода в слоевом источнике внутренняя часть звезды проходит несколько стадий, которые отражаются на виде звезды. Совокупность этапов эволюции в основном зависит от массы звезды, но также и от металличности.
Фаза субгигантаПравить
После того как звезда на главной последовательности исчерпает водород в ядре, начинается горение водорода в толстом слое вокруг ядра, состоящего в основном из гелия. Гелиевое ядро не превосходит предела Шёнберга—Чандрасекара и находится в тепловом равновесии, звезда находится на стадии субгиганта. Дополнительная энергия, создаваемая при горении водорода в оболочке, поглощается при расширении оболочки, звезда охлаждается и не увеличивает светимость.[12]
Горение водорода в слое продолжается в звёздах с массой около солнечной до того момента, когда масса гелиевого ядра увеличится настолько, что оно станет вырожденным. Ядро при этом начинает сжиматься и нагреваться, при этом образуется резкий градиент температуры. Горение в слоевом источнике (CNO-цикл) увеличивает темп энерговыделения, звезда оказывается у основания ветви красных гигантов. Для звезды с массой Солнца данный переход займет около 2 миллиардов лет с момента исчерпания запаса водорода в ядре.[13]
Субгиганты с массой более 2 масс Солнца достигают предела Шёнберга—Чандрасекара довольно быстро до превращения ядра в вырожденное. Ядро ещё поддерживает собственный вес при использовании энергии реакций в слоевом источнике, но теплового равновесия уже нет. Ядро сжимается, его нагрев приводит к истончению слоя водорода и расширению внешней оболочки. Светимость звезды при этом уменьшается, звезда охлаждается, двигаясь по диаграмме к основанию ветви красных гигантов. До того, как ядро станет вырожденным, внешний водородный слой станет непрозрачным, что приведет к прекращению остывания звезды, увеличению темпа термоядерных реакций в слоевом источнике, при этом звезда окажется на ветви красных гигантов. В таких звёздах фаза субгиганта длится несколько миллионов лет, создавая пробел на диаграмме Герцшпрунга—Рессела между звёздами главной последовательности спектрального класса B и ветвью красных гигантов, наблюдаемый у молодых рассеянных скоплений, например, у скопления Ясли. Это пробел Герцшпрунга, малонаселённая область, в которой наблюдаются субгиганты, быстро эволюционирующие в направлении красных гигантов.[14][15]
Переход на ветвь красных гигантовПравить
Звёзды у основания ветви красных гигантов обладают примерно одинаковой температурой 5000 K, что соответствует раннему и среднему спектральному классу K. Светимости варьируются от нескольких светимостей Солнца для наименее массивных красных гигантов до нескольких тысяч светимостей Солнца для звёзд с массой около 8 масс Солнца.[16]
По мере того, как водородный слой продолжает создавать всё больше гелия при термоядерных реакциях, ядро звёзд на ветви красных гигантов увеличивает массу и температуру. При этом реакции протекают с более высоким темпом, светимость звезды увеличивается, размеры возрастают, температура иногда немного уменьшается. Звезда при этом двигается по ветви красных гигантов.[17]
По мере движения звезды вверх по ветви красных гигантов происходит ряд событий, проявления которых можно наблюдать. Внешняя конвективная оболочка становится глубже по мере увеличения размеров звезды и возрастания количества создаваемой энергии. В некоторый момент конвективная зона становится достаточно глубокой для того, чтобы стал возможным перенос продуктов термоядерных реакций на поверхность. При этом меняется содержание гелия, углерода, азота и кислорода.[18] Можно обнаружить сгущение звёзд в одной точке на ветви красных гигантов. Причиной сгущения является разрыв в содержании водорода вследствие конвекциию. Продуцирование энергии в слоевом источнике временно уменьшается в области данного разрыва, при этом прекращается движение звезды вверх по ветви красных гигантов, происходит накопление звезд вблизи одной точки.[19]
Вершина ветви красных гигантовПравить
Для звёзд с вырожденным гелиевым ядром существует предел по размерам и светимости, известный как вершина ветви красных гигантов, при котором ядро достигает достаточной температуры для начала термоядерных реакций. Все звёзды, достигшие данного этапа эволюции, обладают массой гелиевого ядра около 0,5 массы Солнца, а также имеют почти одинаковые светимости и температуры. Данные яркие звёзды используются как индикаторы расстояний. Звёзды на вершине ветвти красных гигантов обладают абсолютной звёздной величиной −3 и температурой около 3000 K при солнечной металличности и около 4000 K при низких металличностях.[16][20] Модели предсказывают светимости звёзд на вершине ветви красных гигантов около 102.0-2.5 светимостей Солнца в зависимости от металличности.[21] В современных исследованиях обычно рассматривается звёздная величина в инфракрасной части спектра.[22]
Уход с ветви красных гигантовПравить
В вырожденном ядре термоядерные реакции начинаются при гелиевой вспышке, но внешних признаков данного явления почти нет. Энергия поглощается при снятии вырождения ядра. В целом звезда становится менее яркой и более горячей и движется в сторону горизонтальной ветви. Все вырожденные гелиевые ядра обладают приблизительно одинаковой массой вне зависимости от общей массы звезды, поэтому светимость на стадии горения гелия в ядре примерно одинакова на всей горизонтальной ветви. Горение водорода в слоевом источнике может приводить к различию полной светимости у разных звёзд, но для большинства звёзд с приблизительно солнечной металличностью температура и светимости очень похожи на холодном краю горизонтальной ветви. Данные звёзды образуют красное сгущение при температуре около 5000 K и светимости около 50 светимостей Солнца. Менее массивные водородные оболочки приводят к более горячим и менее ярким звёздам горизонтальной ветви, данный эффект лучше заметен при малых металличностях, поэтому у старых шаровых скоплений на диаграмме Герцшпрунга—Рессела горизонтальная ветвь хорошо видна.[13][23]
Звёзды с начальной массой более 2 масс Солнца обладают невырожденными гелиевыми ядрами на ветви красных гигантов. Такие звёзды становятся достаточно горячими, чтобы иметь возможность начать термоядерные реакции с участием трёх альфа-частиц, до достижения вершины ветви красных гигантов и до превращения ядра в вырожденное. Затем эти звёзды покидают ветвь красных гигантов и образуют голубую петлю до момента перехода на асимптотическую ветвь гигантов. Звёзды, лишь немного массивнее 2 масс Солнца образуют едва заметную голубую петлю при светимости несколько сотен светимостей Солнца до перехода на асимптотическую ветвь гигантов. Более массивные звёзды образуют протяжённые голубые петли, достигающие области с температурой 10000 K и более при светимостях в тысячи светимостей Солнца. Такие звёзды пересекут полосу нестабильности более одного раза и будут пульсировать как классические цефеиды.[24]
СвойстваПравить
Представленная ниже таблица показывает характерные времена жизни звёзд на главной последовательности (ГП), ветви субгигантов (СГ), ветви красных гигантов (КГ) при различных начальных массах и солнечной металличности (Z = 0.02). Также здесь указаны масса гелиевого ядра, эффективная температура поверхности, радиус и светимость в точке начала и окончания стадии ветви красных гигантов для каждого вида звезды. Окончанием стадии красного гиганта считается момент, когда начинается горение гелия в ядре.[8]
Масса ( ) |
ГП (млрд лет) | СГ (млн лет) | КГ (млн лет) |
КГначало |
КГконец | ||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Масса ядра ( ) | Teff (K) | Радиус ( ) | Светимость ( ) | Масса ядра ( ) | Teff (K) | Радиус ( ) | Светимость ( ) | ||||
0,6 | 58,8 | 5100 | 2500 | 0,10 | 4634 | 1,2 | 0,6 | 0,48 | 2925 | 207 | 2809 |
1,0 | 9,3 | 2600 | 760 | 0,13 | 5034 | 2,0 | 2,2 | 0,48 | 3140 | 179 | 2802 |
2,0 | 1,2 | 10 | 25 | 0,25 | 5220 | 5,4 | 19,6 | 0,34 | 4417 | 23,5 | 188 |
5,0 | 0,1 | 0,4 | 0,3 | 0,83 | 4737 | 43,8 | 866,0 | 0,84 | 4034 | 115 | 3118 |
Звёзды промежуточной массы теряют лишь малую долю массы на стадиях главной последовательности и субгигантов, но теряют много массы на стадии красных гигантов.[25]
Потеря массы звездой, похожей на Солнце, влияет на температуру и светимость звезды в момент достижения ей горизонтальной ветви, поэтому свойства звёзд красного сгущения можно использовать для определения разницы масс до и после гелиевой вспышки. Потеря массы красных гигантов также определяет массу и свойства белых карликов, которые впоследствии образуются из этих звёзд. Оценки полной потери массы для звёзд, достигающих вершины ветви красных гигантов, составляют 0,2-0,25 масс Солнца. Большая часть этой потери происходит за последний миллион лет до гелиевой вспышки.[26][27]
Потерю массы более массивными звёздами, покидающими ветвь красных гигантов до гелиевой вспышки, сложнее измерить. Текущую массу цефеид, таких как δ Цефея можно измерить точнее, поскольку они являются пульсирующими звёздами. Как считается при сопоставлении с моделями эволюции, такие звёзды теряют около 20% массы, большую часть которой теряют в течение нахождения на голубой петле и в особенности в течение пульсаций на полосе нестабильности.[28][29]
ПеременностьПравить
Некоторые красные гиганты являются переменными с высокой амплитудой. Многие из первых известных пременных звёзд — переменные типа Миры Кита, обладают регулярной периодичностью и амплитудами в несколько звёздных величин, полуправильные переменные с менее различимыми или кратными периодами и чуть меньшими амплитудами, медленные неправильные переменные без чётко видимого периода. Они долго считались звёздами асимптотической ветви гигантов или сверхгигантами, а звёзды ветви красных гигантов не считались переменными. Несколько исключений представлялись звёздами асимптотической ветви гигантов низкой светимости.[30]
Исследования конца XX века показали, что все звёзды-гиганта спектрального класса M переменные с амплитудами от 10 тысячных звёздной величины и более, а гиганты спектрального класса K также, по всей вероятности, переменны с меньшими амплитудами. Подобные переменные звёзды находятся среди красных гигантов с наибольшей светимостью, вблизи вершины ветви красных гигантов, но сложно с точностью утверждать, что они являются звёздами асимптотической ветви гигантов. Звёзды обладают соотношением амплитуды и периода переменности: звёзды с большей амплитудой пульсируют медленнее.[31]
Обзоры явлений микролинзирования в XXI веке представляют точные фотометрические данные для тысяч звёзд на протяжении длительного времени. Такие данные позволили открыть большое количество переменных звёзд, зачастую очень малых амплитуд. Были открыты соотношения между периодом и светимостью, некоторые из них соответствуют переменным типа Миры Кита и полуправильным переменным, но также был открыт новый класс переменных звёзд: красные гиганты малой амплитуды OGLE (англ. OGLE Small Amplitude Red Giants, OSARGs). Такие звёзды обладают амплитудами несколько тысячных звёздной величины и полуправильными периодами 10–100 дней. Обзор OGLE для каждой звезды-OSARG опубликовал данные по трём периодам, что показало сложную схему пульсаций. В Магеллановых Облаках было обнаружены тысячи OSARGs.[32] Недавно был опубликован каталог, содержащий 192643 OSARGs в направлении балджа Млечного Пути. Хотя около четверти звёзд-OSARG Магеллановых Облаков обладают большими вторичными периодами, очень малое число OSARG Млечного Пути обладают тем же свойством.[33]
Звёзды OSARG ветви красных гигантов следуют трём близко расположенным соотношениям между периодом и светимостью, соответствующим первому, второму и третьему обертону модели радиальных пульсаций для звёзд определённых масс и светимостей, но также присутствуют допольные и квадрупольные нерадиальные пульсации, что приводит к нерегулярностям пульсаций.[34] Фундаментальная мода не проявляется, причина пока не известна. В качестве причины этого рассматривалась стохастическая конвекция, приводящая к осцилляциям по типу солнечных.[32]
У звёзд ветви красных гигантов было открыто два дополнительных типа вариаций: большие вторичные периоды, ассоциируемые с другими вариациями, но обладающие высокими амплитудами и периодами сотни и тысячи дней, а также эллипсоидальные вариации. Причина пульсаций с большими вторичными периодами неизвестна, но предполагается, что они возникают вследствие вазимодействий с маломассивными компаньонами на близких орбитах.[35] Эллипсоидальные вариации также считаются возникающими в двойных системах, особенно в тесных двойных, в которых деформированные звёзды создают вариации блеска при движении по орбитам.[36]
ПримечанияПравить
- ↑ Adams, W. S.; Joy, A. H.; Stromberg, G.; Burwell, C. G. The parallaxes of 1646 stars derived by the spectroscopic method (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1921. — Vol. 53. — P. 13. — DOI:10.1086/142584. — .
- ↑ Trumpler, R. J. Spectral Types in Open Clusters (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific : journal. — 1925. — Vol. 37. — P. 307. — DOI:10.1086/123509. — .
- ↑ Gamow, G. Physical Possibilities of Stellar Evolution (англ.) // Physical Review : journal. — 1939. — Vol. 55, no. 8. — P. 718. — DOI:10.1103/PhysRev.55.718. — .
- ↑ Sandage, Allan; Katem, Basil; Kristian, Jerome. An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1968. — Vol. 153. — P. L129. — DOI:10.1086/180237. — .
- ↑ Arp, Halton C.; Baum, William A.; Sandage, Allan R. The color-magnitude diagram of the globular cluster M 92 (англ.) // Astronomical Journal : journal. — 1953. — Vol. 58. — P. 4. — DOI:10.1086/106800. — .
- ↑ Strom, S. E.; Strom, K. M.; Rood, R. T.; Iben, I. On the Evolutionary Status of Stars above the Horizontal Branch in Globular Clusters (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1970. — Vol. 8. — P. 243. — .
- ↑ Icko; Iben. Stellar Evolution Within and off the Main Sequence (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : journal. — 1967. — Vol. 5. — P. 571. — DOI:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035. — .
- ↑ 1 2 Onno R.; Pols; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1998. — Vol. 298, no. 2. — P. 525. — DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x. — .
- ↑ Vassiliadis, E.; Wood, P. R. Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1993. — Vol. 413. — P. 641. — DOI:10.1086/173033. — .
- ↑ Marigo, P.; Girardi, L.; Bressan, A.; Groenewegen, M. A. T.; Silva, L.; Granato, G. L. Evolution of asymptotic giant branch stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2008. — Vol. 482, no. 3. — P. 883. — DOI:10.1051/0004-6361:20078467. — . — arXiv:0711.4922.
- ↑ Rizzi, Luca; Tully, R. Brent; Makarov, Dmitry; Makarova, Lidia; Dolphin, Andrew E.; Sakai, Shoko; Shaya, Edward J. Tip of the Red Giant Branch Distances. II. Zero-Point Calibration (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — Vol. 661, no. 2. — P. 815. — DOI:10.1086/516566. — . — arXiv:astro-ph/0701518.
- ↑ Catelan, Márcio; Roig, Fernando; Alcaniz, Jailson; de la Reza, Ramiro; Lopes, Dalton. Structure and Evolution of Low-Mass Stars: An Overview and Some Open Problems (англ.) // GRADUATE SCHOOL IN ASTRONOMY: XI Special Courses at the National Observatory of Rio de Janeiro (XI CCE). AIP Conference Proceedings : journal. — 2007. — Vol. 930. — P. 39. — DOI:10.1063/1.2790333. — . — arXiv:astro-ph/0703724.
- ↑ 1 2 Evolution of Stars and Stellar Populations /. — 2005. — P. 400.
- ↑ Mermilliod, J. C. Comparative studies of young open clusters. III – Empirical isochronous curves and the zero age main sequence (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1981. — Vol. 97. — P. 235. — .
- ↑ Bedin, Luigi R.; Piotto, Giampaolo; Anderson, Jay; Cassisi, Santi; King, Ivan R.; Momany, Yazan; Carraro, Giovanni. Ω Centauri: The Population Puzzle Goes Deeper (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2004. — Vol. 605, no. 2. — P. L125. — DOI:10.1086/420847. — . — arXiv:astro-ph/0403112.
- ↑ 1 2 Don A.; Vandenberg; Bergbusch, Peter A.; Dowler, Patrick D. The Victoria-Regina Stellar Models: Evolutionary Tracks and Isochrones for a Wide Range in Mass and Metallicity that Allow for Empirically Constrained Amounts of Convective Core Overshooting (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 162, no. 2. — P. 375. — DOI:10.1086/498451. — . — arXiv:astro-ph/0510784.
- ↑ S.; Hekker; Gilliland, R. L.; Elsworth, Y.; Chaplin, W. J.; De Ridder, J.; Stello, D.; Kallinger, T.; Ibrahim, K. A.; Klaus, T. C.; Li, J. Characterization of red giant stars in the public Kepler data (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2011. — Vol. 414, no. 3. — P. 2594. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.18574.x. — . — arXiv:1103.0141.
- ↑ Jeffrey A.; Stoesz; Herwig, Falk. Oxygen isotopic ratios in first dredge-up red giant stars and nuclear reaction rate uncertainties revisited (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2003. — Vol. 340, no. 3. — P. 763. — DOI:10.1046/j.1365-8711.2003.06332.x. — . — arXiv:astro-ph/0212128.
- ↑ S.; Cassisi; Marín-Franch, A.; Salaris, M.; Aparicio, A.; Monelli, M.; Pietrinferni, A. The magnitude difference between the main sequence turn off and the red giant branch bump in Galactic globular clusters (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2011. — Vol. 527. — P. A59. — DOI:10.1051/0004-6361/201016066. — . — arXiv:1012.0419.
- ↑ Myung Gyoon; Lee; Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator for Resolved Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1993. — Vol. 417. — P. 553. — DOI:10.1086/173334. — .
- ↑ Maurizio; Salaris; Cassisi, Santi. The 'tip' of the red giant branch as a distance indicator: Results from evolutionary models (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1997. — Vol. 289, no. 2. — P. 406. — DOI:10.1093/mnras/289.2.406. — . — arXiv:astro-ph/9703186.
- ↑ Conn, A. R.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Parker, Q. A.; Zucker, D. B.; Martin, N. F.; McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Tanvir, N.; Fardal, M. A.; Ferguson, A. M. N.; Chapman, S. C.; Valls-Gabaud, D. A Bayesian Approach to Locating the Red Giant Branch Tip Magnitude. Ii. Distances to the Satellites of M31 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2012. — Vol. 758. — P. 11. — DOI:10.1088/0004-637X/758/1/11. — . — arXiv:1209.4952.
- ↑ d'Antona, F.; Caloi, V.; Montalbán, J.; Ventura, P.; Gratton, R. Helium variation due to self-pollution among Globular Cluster stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2002. — Vol. 395. — P. 69. — DOI:10.1051/0004-6361:20021220. — . — arXiv:astro-ph/0209331.
- ↑ Giuseppe; Bono; Caputo, Filippina; Cassisi, Santi; Marconi, Marcella; Piersanti, Luciano; Tornambè, Amedeo. Intermediate-Mass Star Models with Different Helium and Metal Contents (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2000. — Vol. 543, no. 2. — P. 955. — DOI:10.1086/317156. — . — arXiv:astro-ph/0006251.
- ↑ G.; Meynet; Mermilliod, J.-C.; Maeder, A. New dating of galactic open clusters (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1993. — Vol. 98. — P. 477. — .
- ↑ Livia; Origlia; Ferraro, Francesco R.; Fusi Pecci, Flavio; Rood, Robert T. ISOCAM Observations of Galactic Globular Clusters: Mass Loss along the Red Giant Branch (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 571. — P. 458. — DOI:10.1086/339857. — . — arXiv:astro-ph/0201445.
- ↑ I.; McDonald; Boyer, M. L.; Van Loon, J. Th.; Zijlstra, A. A.; Hora, J. L.; Babler, B.; Block, M.; Gordon, K.; Meade, M.; Meixner, M.; Misselt, K.; Robitaille, T.; Sewiło, M.; Shiao, B.; Whitney, B. Fundamental Parameters, Integrated Red Giant Branch Mass Loss, and Dust Production in the Galactic Globular Cluster 47 Tucanae (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — Vol. 193, no. 2. — P. 23. — DOI:10.1088/0067-0049/193/2/23. — . — arXiv:1101.1095.
- ↑ Xu, H. Y.; Li, Y. Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2004. — Vol. 418. — P. 213. — DOI:10.1051/0004-6361:20040024. — .
- ↑ Neilson, H. R.; Cantiello, M.; Langer, N. The Cepheid mass discrepancy and pulsation-driven mass loss (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2011. — Vol. 529. — P. L9. — DOI:10.1051/0004-6361/201116920. — . — arXiv:1104.1638.
- ↑ Kiss, L. L.; Bedding, T. R. Red variables in the OGLE-II data base – I. Pulsations and period-luminosity relations below the tip of the red giant branch of the Large Magellanic Cloud (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2003. — Vol. 343, no. 3. — P. L79. — DOI:10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x. — . — arXiv:astro-ph/0306426.
- ↑ Jorissen, A.; Mowlavi, N.; Sterken, C.; Manfroid, J. The onset of photometric variability in red giant stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1997. — Vol. 324. — P. 578. — .
- ↑ 1 2 Soszynski, I.; Dziembowski, W. A.; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymanski, M. K.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Period—Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars (англ.) // Acta Astronomica : journal. — 2007. — Vol. 57. — P. 201. — . — arXiv:0710.2780.
- ↑ Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Ulaczyk, K.; Poleski, R.; Kozłowski, S.; Pietrukowicz, P.; Skowron, J. The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. XV. Long-Period Variables in the Galactic Bulge (англ.) // Acta Astronomica : journal. — 2013. — Vol. 63. — P. 21. — . — arXiv:1304.2787.
- ↑ Takayama, M.; Saio, H.; Ita, Y. On the pulsation modes and masses of RGB OSARGs (неопр.) // 40th Liège International Astrophysical Colloquium. Ageing Low Mass Stars: from Red Giants to White Dwarfs. — 2013. — Т. 43. — С. 03013. — DOI:10.1051/epjconf/20134303013. — .
- ↑ Nicholls, C. P.; Wood, P. R.; Cioni, M.-R. L.; Soszyński, I. Long Secondary Periods in variable red giants (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2009. — Vol. 399, no. 4. — P. 2063. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x. — . — arXiv:0907.2975.
- ↑ Nicholls, C. P.; Wood, P. R. Eccentric ellipsoidal red giant binaries in the LMC: Complete orbital solutions and comments on interaction at periastron (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2012. — Vol. 421, no. 3. — P. 2616. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2012.20492.x. — . — arXiv:1201.1043.
ЛитератураПравить
- E.; Vassiliadis; Wood, P. R. Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1993. — Vol. 413. — P. 641. — DOI:10.1086/173033. — .
- Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M☉, and from Z=0.0004 to 0.03 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2000. — Vol. 141, no. 3. — P. 371. — DOI:10.1051/aas:2000126. — . — arXiv:astro-ph/9910164.