Открыть главное меню
Википедия

Ветвь красных гигантов

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для шарового скопления Мессье 5. Ветвь красных гигантов проходит от тонкой горизонтальной ветви субгигантов направо вверх, красным цветом отмечены несколько более ярких звёзд ветви 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

 
Наиболее яркие звёзды в шаровых скоплениях, таких как NGC 288, являются красными гигантами

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

 
Эволюционные треки звёзд различных масс:
• 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

 
Подобные Солнцу звёзды обладают вырожденным ядром при существовании на ветви красных гигантов, они поднимаются до вершины ветви красных гигантов до того, как в ядре начнётся горение гелия, сопровождаемое гелиевой вспышкой.
 
Более массивные чем Солнце звёзды не обладают вырожденным ядром и покидают ветвь красных гигантов до достижения её вершины, когда горение гелия в ядре начинается без вспышки.

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

  1. ↑ 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 (англ.)русск., 1921. — Vol. 53. — P. 13. — DOI:10.1086/142584. — Bibcode: 1921ApJ....53...13A.
  2. ↑ Trumpler, R. J. Spectral Types in Open Clusters (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.)русск. : journal. — 1925. — Vol. 37. — P. 307. — DOI:10.1086/123509. — Bibcode: 1925PASP...37..307T.
  3. ↑ Gamow, G. Physical Possibilities of Stellar Evolution (англ.) // Physical Review : journal. — 1939. — Vol. 55, no. 8. — P. 718. — DOI:10.1103/PhysRev.55.718. — Bibcode: 1939PhRv...55..718G.
  4. ↑ 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 (англ.)русск., 1968. — Vol. 153. — P. L129. — DOI:10.1086/180237. — Bibcode: 1968ApJ...153L.129S.
  5. ↑ 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. — Bibcode: 1953AJ.....58....4A.
  6. ↑ 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. — Bibcode: 1970A&A.....8..243S.
  7. ↑ Icko; Iben. Stellar Evolution Within and off the Main Sequence (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.)русск. : journal. — 1967. — Vol. 5. — P. 571. — DOI:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035. — Bibcode: 1967ARA&A...5..571I.
  8. ↑ 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. — Bibcode: 1998MNRAS.298..525P.
  9. ↑ 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 (англ.)русск., 1993. — Vol. 413. — P. 641. — DOI:10.1086/173033. — Bibcode: 1993ApJ...413..641V.
  10. ↑ 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. — Bibcode: 2008A&A...482..883M. — arXiv:0711.4922.
  11. ↑ 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 (англ.)русск., 2007. — Vol. 661, no. 2. — P. 815. — DOI:10.1086/516566. — Bibcode: 2007ApJ...661..815R. — arXiv:astro-ph/0701518.
  12. ↑ 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. — Bibcode: 2007AIPC..930...39C. — arXiv:astro-ph/0703724.
  13. ↑ 1 2 Evolution of Stars and Stellar Populations /. — 2005. — P. 400.
  14. ↑ 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. — Bibcode: 1981A&A....97..235M.
  15. ↑ 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 (англ.)русск., 2004. — Vol. 605, no. 2. — P. L125. — DOI:10.1086/420847. — Bibcode: 2004ApJ...605L.125B. — arXiv:astro-ph/0403112.
  16. ↑ 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 (англ.)русск., 2006. — Vol. 162, no. 2. — P. 375. — DOI:10.1086/498451. — Bibcode: 2006ApJS..162..375V. — arXiv:astro-ph/0510784.
  17. ↑ 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. — Bibcode: 2011MNRAS.414.2594H. — arXiv:1103.0141.
  18. ↑ 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. — Bibcode: 2003MNRAS.340..763S. — arXiv:astro-ph/0212128.
  19. ↑ 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. — Bibcode: 2011A&A...527A..59C. — arXiv:1012.0419.
  20. ↑ 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 (англ.)русск., 1993. — Vol. 417. — P. 553. — DOI:10.1086/173334. — Bibcode: 1993ApJ...417..553L.
  21. ↑ 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. — Bibcode: 1997MNRAS.289..406S. — arXiv:astro-ph/9703186.
  22. ↑ 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 (англ.)русск., 2012. — Vol. 758. — P. 11. — DOI:10.1088/0004-637X/758/1/11. — Bibcode: 2012ApJ...758...11C. — arXiv:1209.4952.
  23. ↑ 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. — Bibcode: 2002A&A...395...69D. — arXiv:astro-ph/0209331.
  24. ↑ 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 (англ.)русск., 2000. — Vol. 543, no. 2. — P. 955. — DOI:10.1086/317156. — Bibcode: 2000ApJ...543..955B. — arXiv:astro-ph/0006251.
  25. ↑ G.; Meynet; Mermilliod, J.-C.; Maeder, A. New dating of galactic open clusters (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1993. — Vol. 98. — P. 477. — Bibcode: 1993A&AS...98..477M.
  26. ↑ 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 (англ.)русск., 2002. — Vol. 571. — P. 458. — DOI:10.1086/339857. — Bibcode: 2002ApJ...571..458O. — arXiv:astro-ph/0201445.
  27. ↑ 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 (англ.)русск., 2011. — Vol. 193, no. 2. — P. 23. — DOI:10.1088/0067-0049/193/2/23. — Bibcode: 2011ApJS..193...23M. — arXiv:1101.1095.
  28. ↑ 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. — Bibcode: 2004A&A...418..213X.
  29. ↑ 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. — Bibcode: 2011A&A...529L...9N. — arXiv:1104.1638.
  30. ↑ 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. — Bibcode: 2003MNRAS.343L..79K. — arXiv:astro-ph/0306426.
  31. ↑ 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. — Bibcode: 1997A&A...324..578J.
  32. ↑ 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 (англ.)русск. : journal. — 2007. — Vol. 57. — P. 201. — Bibcode: 2007AcA....57..201S. — arXiv:0710.2780.
  33. ↑ 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 (англ.)русск. : journal. — 2013. — Vol. 63. — P. 21. — Bibcode: 2013AcA....63...21S. — arXiv:1304.2787.
  34. ↑ 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. — Bibcode: 2013EPJWC..4303013T.
  35. ↑ 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. — Bibcode: 2009MNRAS.399.2063N. — arXiv:0907.2975.
  36. ↑ 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. — Bibcode: 2012MNRAS.421.2616N. — arXiv:1201.1043.

ЛитератураПравить

СсылкиПравить

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Ветвь_красных_гигантов&oldid=101101169