Ветвь красных гигантов: различия между версиями

[[FileФайл:M5 colour magnitude diagram.png|thumb|right|upright=1.4|[[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела]] для [[шаровое скопление|шарового скопления

'''Ветвь красныхкра́сных гигантовгига́нтов''' ({{lang-en|red-giant branch}}) —

область ветви гигантов до стадии начала горения гелия. Представляет собой этап эволюции звёзд, наступающий после схода с [[Главная последовательность|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-цикл]]а. Звёзды на данной стадии принадлежат [[Спектральные классы звёзд|спектральным классам]] K и M и обладают большей [[светимость]]ю, чем звёзды главной последовательности той же температуры.

В современной1968 звёзднойгоду физикеназвание создаются''[[асимптотическая моделиветвь протекающихгигантов]]'' виспользовалось недрахдля ветви звёзд, процессовсветимость которых превышает светимость большинства красных гигантов, соответствующихменее различнымустойчивых стадиями жизнизачастую звезды[[Переменная среднейзвезда|переменных]] массыс послебо́льшим главнойпериодом последовательности,изменения блеска<ref name=vassiliaidsandage>{{статья |bibcode=1993ApJ1968ApJ...413153L..641V129S |заглавие=EvolutionAn Indication of low-Gaps andin intermediate-massthe starsGiant to the endBranch of the asymptoticGlobular giantCluster branch with mass lossM15 |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=413153 |страницы=641L129 |doi=10.1086/173033180237 |язык=en |тип=journal |автор=VassiliadisSandage, E.Allan; WoodKatem, P.Basil; R.Kristian, Jerome |год=19931968 |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref>. точностьНаблюдения раздвоенности ветви гигантов проводились и сложностьдо моделейэтого, увеличиваетсяно сосвязь временем.разных частей ветви была не ясна<ref name=marigoarp>{{статья |bibcode=2008A&A1953AJ...482..883M |doi=1058.1051/0004-6361:20078467...4A |заглавие=EvolutionThe color-magnitude diagram of asymptoticthe giantglobular branchcluster starsM 92 |издание=[[AstronomyThe andAstronomical AstrophysicsJournal|AstronomyAstronomical and AstrophysicsJournal]] |том=482 |номер=358 |страницы=8834 |arxivdoi=071110.49221086/106800 |язык=en |тип=journal |автор=MarigoArp, P.; Girardi,Halton LC.; BressanBaum, A.; Groenewegen, M.William A. T.; SilvaSandage, L.;Allan Granato, G. LR. |год=2008 |тип=journal1953}}</ref>. РезультатыК исследования1970 году было известно, что область красных гигантов состоит из области субгигантов, ветви красных гигантов, используются[[Горизонтальная вветвь|горизонтальной томветви]] числеи какасимптотической основаветви длягигантов, исследованийа также был исследован эволюционный статус звёзд в другихданных областях.<ref name=rizzistrom>{{статья |bibcode=2007ApJ1970A&A...661..815R |arxiv=astro-ph/07015188..243S |заглавие=TipOn the Evolutionary Status of theStars Redabove Giantthe Horizontal Branch Distances.in II. Zero-PointGlobular CalibrationClusters |издание=[[TheAstronomy Astrophysicaland JournalAstrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=661 |номер=28 |страницы=815 |doi=10.1086/516566243 |язык=en |тип=journal |автор=RizziStrom, LucaS. E.; TullyStrom, RK. BrentM.; MakarovRood, DmitryR. T.; MakarovaIben, Lidia;I. Dolphin|год=1970}}</ref>. Ветвь красных гигантов была описана в 1967 году как первая ветвь гигантов, Andrewвторой Eветвью является асимптотическая ветвь гигантов<ref name=iben>{{статья |bibcode=1967ARA&A.;..5..571I Sakai,|заглавие=Stellar Shoko;Evolution Shaya,Within Edwardand Joff the Main Sequence |издание={{Нп3|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}} |том=5 |страницы=571 |doi=10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 |годязык=2007en |издательствоавтор=[[IOPIcko; Publishing]]Iben |год=1967 |тип=journal}}</ref>, данные термины употребляются и в настоящее время<ref name=pols/>.

После того как звезда на главной последовательности исчерпает водород в ядре, начинается горение водорода в толстом слое вокруг ядра, состоящего в основном из гелия — в так называемом ''слоевом источнике''. Гелиевое ядро не превосходит [[Предел Шёнберга — Чандрасекара|предела Шёнберга—ЧандрасекараШёнберга — Чандрасекара]] и находится в тепловом равновесии, звезда находится на стадии субгиганта. Дополнительная энергия, создаваемаявыделяемая при горении водорода в оболочке, поглощаетсярасходуется прина расширениирасширение оболочки, звезда при этом охлаждается и не увеличивает светимость.<ref name=catelan>{{статья |bibcode=2007AIPC..930...39C |arxiv=astro-ph/0703724 |заглавие=Structure and Evolution of Low-Mass Stars: An Overview and Some Open Problems |издание=GRADUATE SCHOOL IN ASTRONOMY: XI Special Courses at the National Observatory of Rio de Janeiro (XI CCE). AIP Conference Proceedings |том=930 |страницы=39 |doi=10.1063/1.2790333 |язык=en |тип=journal |автор=Catelan, Márcio; Roig, Fernando; Alcaniz, Jailson; de la Reza, Ramiro; Lopes, Dalton |год=2007}}</ref>.

Горение водорода в слое продолжается в звёздах с массой около солнечной до того момента, когда масса гелиевого ядра увеличится настолько, что оно[[Квантовый станетгаз|электронное вырожденнымвырождение]]. Ядро при этом начинает сжиматься и нагреваться, при этом образуется резкийвысокий градиент температуры. Горение в слоевом источнике (CNO-цикл) увеличивает темп энерговыделения, звезда оказываетсяперемещается уна основанияоснование ветви красных гигантов. Для звезды с массой Солнца данныйэтот переход займет около 2 миллиардов лет с момента исчерпания запаса водорода в ядре.<ref name=salaris2005>{{книга |bibcode=2005essp.book.....S |заглавие=Evolution of Stars and Stellar Populations |journal=Evolution of Stars and Stellar Populations |страницы=400 |год=2005 |язык=en |автор=Maurizio; Salaris; Cassisi, Santi}}</ref>.

Субгиганты с массой более 2 масс Солнца достигают предела Шёнберга—ЧандрасекараШёнберга — Чандрасекара довольно быстро до превращения ядравырождения газа в вырожденноеядре. 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—РесселаГерцшпрунга — Рассела между звёздами главной последовательности спектрального класса B и ветвью красных гигантов, наблюдаемый у молодых [[Рассеянное звёздное скопление|рассеянных скоплений]], например, у скопления [[Ясли (звёздное скопление)|Ясли]]. Это [[пробел Герцшпрунга]], малонаселённая область, в которой наблюдаются субгиганты, быстро эволюционирующие в направлении красных гигантов.<ref name=mermilliod>{{статья |bibcode=1981A&A....97..235M |заглавие=Comparative studies of young open clusters. III – Empirical isochronous curves and the zero age main sequence |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=97 |страницы=235 |язык=en |тип=journal |автор=Mermilliod, J. C. |год=1981}}</ref><ref name=bedin>{{статья |bibcode=2004ApJ...605L.125B |arxiv=astro-ph/0403112 |заглавие=Ω Centauri: The Population Puzzle Goes Deeper |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=605 |номер=2 |страницы=L125 |doi=10.1086/420847 |язык=en |автор=Bedin, Luigi R.; Piotto, Giampaolo; Anderson, Jay; Cassisi, Santi; King, Ivan R.; Momany, Yazan; Carraro, Giovanni |год=2004 |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref>.

[[FileФайл:Evolutionary track 1m-ru.svg|thumb|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.]]

[[FileФайл:Evolutionary track 5m-ru.svg|thumb|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&nbsp; [[Кельвин|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<ref name=vandenberg>{{статья |bibcode=2006ApJS..162..375V |arxiv=astro-ph/0510784 |заглавие=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 |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=162 |номер=2 |страницы=375 |doi=10.1086/498451 |язык=en |тип=journal |автор=Don A.; Vandenberg; Bergbusch, Peter A.; Dowler, Patrick D. |год=2006 |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref>.

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 термоядерные реакции протекают с более высоким темпомбыстро, светимость звезды увеличивается, размеры возрастают, температура иногда немного уменьшается. Звезда при этом движется по ветви красных гигантов<ref name=hekker>{{статья |bibcode=2011MNRAS.414.2594H |arxiv=1103.0141 |заглавие=Characterization of red giant stars in the public Kepler data |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=414 |номер=3 |страницы=2594 |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.18574.x |язык=en |тип=journal |автор=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. |год=2011 |издательство=[[Oxford University Press]] }}</ref>.

По мере движения звезды вверх по ветви красных гигантов происходит ряд наблюдаемых событий, проявления которых можно наблюдать. Внешняя [[Конвективная зона|конвективная оболочка]] становится глубже по мере увеличения размеров звезды и возрастания количества создаваемойвыделяемой 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<ref name=stoesz>{{статья |bibcode=2003MNRAS.340..763S |arxiv=astro-ph/0212128 |заглавие=Oxygen isotopic ratios in first dredge-up red giant stars and nuclear reaction rate uncertainties revisited |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=340 |номер=3 |страницы=763 |doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06332.x |язык=en |тип=journal |автор=Jeffrey A.; Stoesz; Herwig, Falk |год=2003 |издательство=[[Oxford University Press]] }}</ref>. Можно обнаружить сгущение звёзд в одной точке на ветви красных гигантов. Причиной сгущения является разрыв в содержании водорода вследствие конвекцииюконвекцию. ПродуцированиеВыделение 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 диаграммы<ref name=cassisi>{{статья |bibcode=2011A&A...527A..59C |arxiv=1012.0419 |заглавие=The magnitude difference between the main sequence turn off and the red giant branch bump in Galactic globular clusters |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=527 |страницы=A59 |doi=10.1051/0004-6361/201016066 |язык=en |тип=journal |автор=S.; Cassisi; Marín-Franch, A.; Salaris, M.; Aparicio, A.; Monelli, M.; Pietrinferni, A. |год=2011}}</ref>.

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. ДанныеЭти яркие звёзды используются как индикаторы расстояний. Звёзды на вершине ветвтиветви красных гигантов обладают [[Абсолютная звёздная величина|абсолютной звёздной величиной]] −3 и температурой около 3000 K при солнечной металличности и около 4000 K при более низких металличностях.<ref name=vandenberg/><ref name=lee>{{статья |bibcode=1993ApJ...417..553L |заглавие=The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator for Resolved Galaxies |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=417 |страницы=553 |doi=10.1086/173334 |язык=en |тип=journal |автор=Myung Gyoon; Lee; Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. |год=1993 |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref>. Модели предсказывают светимости звёзд на вершине ветви красных гигантов около 10^2.,0-—10^2.,5 светимостей Солнца в зависимости от металличности.<ref name=salaris11997>{{статья |bibcode=1997MNRAS.289..406S |arxiv=astro-ph/9703186 |заглавие=The 'tip' of the red giant branch as a distance indicator: Results from evolutionary models |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=289 |номер=2 |страницы=406 |doi=10.1093/mnras/289.2.406 |язык=en |тип=journal |автор=Maurizio; Salaris; Cassisi, Santi |год=1997 |издательство=[[Oxford University Press]] }}</ref> . В современных исследованиях обычно рассматривается звёздная величина в инфракрасной части спектра.<ref name=conn>{{статья |doi=10.1088/0004-637X/758/1/11 |arxiv=1209.4952 |заглавие=A Bayesian Approach to Locating the Red Giant Branch Tip Magnitude. Ii. Distances to the Satellites of M31 |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=758 |страницы=11 |bibcode=2012ApJ...758...11C |язык=en |тип=journal |автор=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. |год=2012 |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref>.

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&nbsp; 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—РесселаГерцшпрунга — Рассела горизонтальная ветвь хорошо видна.<ref name=salaris2005/><ref name=dantona>{{статья |arxiv=astro-ph/0209331 |bibcode=2002A&A...395...69D |doi=10.1051/0004-6361:20021220 |заглавие=Helium variation due to self-pollution among Globular Cluster stars |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=395 |страницы=69 |язык=en |тип=journal |автор=d'Antona, F.; Caloi, V.; Montalbán, J.; Ventura, P.; Gratton, R. |год=2002}}</ref>.

Более массивные звёзды образуют протяжённые голубые петли, достигающие области с температурой 10000 K и более при светимостях в тысячи светимостей Солнца. Такие звёзды пересекут [[Полоса нестабильности|полосу нестабильности]] более одного раза и будут пульсировать как классические [[цефеиды]].<ref name=bono>{{статья |bibcode=2000ApJ...543..955B |arxiv=astro-ph/0006251 |заглавие=Intermediate-Mass Star Models with Different Helium and Metal Contents |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=543 |номер=2 |страницы=955 |doi=10.1086/317156 |язык=en |тип=journal |автор=Giuseppe; Bono; Caputo, Filippina; Cassisi, Santi; Marconi, Marcella; Piersanti, Luciano; Tornambè, Amedeo |год=2000 |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref>.

=== Свойства ===

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 [[Металличность|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.<ref name=pols>{{статья |bibcode=1998MNRAS.298..525P |заглавие=Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03 |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=298 |номер=2 |страницы=525 |doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x |язык=en |автор=Onno R.; Pols; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. |год=1998 |тип=journal |издательство=[[Oxford University Press]] }}</ref>.

! rowspan=2 | Масса<br/>(<math>M_{\odot}</math>) !! rowspan=2 | ГП (млрд лет) !! rowspan=2 | СГ (млн лет) !! rowspan=2 | КГ<br/>(млн лет) !! colspan=4 | КГ_начало<br/> !! colspan=4 | КГ_конец<br/>

! Масса ядра (<math>M_{\odot}</math>) !! T_eff (K) !! Радиус (<math>R_{\odot}</math>) !! Светимость (<math>L_{\odot}</math>) !!Масса ядра (<math>M_{\odot}</math>) !! T_eff (K) !! Радиус (<math>R_{\odot}</math>) !! Светимость (<math>L_{\odot}</math>)

Звёзды промежуточной массы теряют лишь малую долю массы на стадиях главной последовательности и субгигантов, но теряют много массы на стадии красных гигантов.<ref name=meynet>{{статья |bibcode=1993A&AS...98..477M |заглавие=New dating of galactic open clusters |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=98 |страницы=477 |язык=en |автор=G.; Meynet; Mermilliod, J.-C.; Maeder, A. |год=1993 |тип=journal}}</ref>.

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 0,2-02—0,25 масс Солнца. Большая часть этой потери происходит за последний миллион лет до гелиевой вспышки.<ref name=origlia>{{статья |bibcode=2002ApJ...571..458O |заглавие=ISOCAM Observations of Galactic Globular Clusters: Mass Loss along the Red Giant Branch |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=571 |страницы=458 |doi=10.1086/339857 |arxiv=astro-ph/0201445 |язык=en |тип=journal |автор=Livia; Origlia; Ferraro, Francesco R.; Fusi Pecci, Flavio; Rood, Robert T. |год=2002 |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref><ref name=mcdonald>{{статья |bibcode=2011ApJS..193...23M |arxiv=1101.1095 |заглавие=Fundamental Parameters, Integrated Red Giant Branch Mass Loss, and Dust Production in the Galactic Globular Cluster 47 Tucanae |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=193 |номер=2 |страницы=23 |doi=10.1088/0067-0049/193/2/23 |язык=en |тип=journal |автор=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. |год=2011 |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref>.

Потерю массы более массивными звёздами, покидающими ветвь красных гигантов до гелиевой вспышки, сложнее измерить. Текущую массу цефеид, таких как [[Дельта Цефея|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.<ref name=xu>{{статья |bibcode=2004A&A...418..213X |заглавие=Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=418 |страницы=213 |doi=10.1051/0004-6361:20040024 |язык=en |тип=journal |автор=Xu, H. Y.; Li, Y. |год=2004}}</ref><ref name=neilson>{{статья |bibcode=2011A&A...529L...9N |arxiv=1104.1638 |заглавие=The Cepheid mass discrepancy and pulsation-driven mass loss |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=529 |страницы=L9 |doi=10.1051/0004-6361/201116920 |язык=en |тип=journal |автор=Neilson, H. R.; Cantiello, M.; Langer, N. |год=2011}}</ref>.

== Переменность ==

Некоторые красные гиганты являются переменными с высокой амплитудой. Многие из первых известных пременныхпеременных звёзд  — переменные типа Миры Кита, обладают регулярной периодичностью и амплитудами в несколько звёздных величин, [[Полуправильная переменная звезда|полуправильные переменные]] с менее различимыми или кратными периодами и чуть меньшими амплитудами, [[Медленная неправильная переменная|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.<ref name=kiss>{{статья |bibcode=2003MNRAS.343L..79K |arxiv=astro-ph/0306426 |заглавие=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 |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=343 |номер=3 |страницы=L79 |doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x |язык=en |тип=journal |автор=Kiss, L. L.; Bedding, T. R. |год=2003 |издательство=[[Oxford University Press]] }}</ref>.

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, переменныявляются переменными 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.<ref name=jorissen>{{статья |bibcode=1997A&A...324..578J |заглавие=The onset of photometric variability in red giant stars |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=324 |страницы=578 |язык=en |тип=journal |автор=Jorissen, A.; Mowlavi, N.; Sterken, C.; Manfroid, J. |год=1997}}</ref>.

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]] ({{lang-en|OGLE Small Amplitude Red Giants, OSARGs}}). Такие звёзды обладают амплитудами несколько тысячных звёздной величины и полуправильными периодами 10–10010—100 дней. Обзор OGLE для каждой звезды-OSARG опубликовал данные по трём периодам, что показало сложную схему пульсаций. В [[Магеллановы Облака|Магеллановых Облаках]] было обнаружены тысячи OSARGs.<ref name=soszynski>{{статья |bibcode=2007AcA....57..201S |arxiv=0710.2780 |заглавие=The Optical Gravitational Lensing Experiment. Period—Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars |издание={{Нп3|Acta Astronomica}} |том=57 |страницы=201 |язык=en |тип=journal |автор=Soszynski, I.; Dziembowski, W. A.; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymanski, M. K.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. |год=2007}}</ref> . Недавно был опубликован каталог, содержащий 192643 OSARGs в направлении [[балдж]]а Млечного Пути. Хотя около четверти звёзд-OSARG Магеллановых Облаков обладают большими вторичными периодами, очень малое число OSARG Млечного Пути обладают тем же свойством.<ref name=soszynski2013>{{статья |bibcode=2013AcA....63...21S |arxiv=1304.2787 |заглавие=The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. XV. Long-Period Variables in the Galactic Bulge |издание={{Нп3|Acta Astronomica}} |том=63 |страницы=21 |язык=en |тип=journal |автор=Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Ulaczyk, K.; Poleski, R.; Kozłowski, S.; Pietrukowicz, P.; Skowron, J. |год=2013}}</ref>.

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 допольныедипольные и квадрупольные нерадиальные пульсации, что приводит к нерегулярностямнерегулярности пульсаций.<ref name=takayama>{{статья |bibcode=2013EPJWC..4303013T |заглавие=On the pulsation modes and masses of RGB OSARGs |издание=40th Liège International Astrophysical Colloquium. Ageing Low Mass Stars: from Red Giants to White Dwarfs |том=43 |страницы=03013 |doi=10.1051/epjconf/20134303013 |язык=und |автор=Takayama, M.; Saio, H.; Ita, Y. |год=2013}}</ref>. Фундаментальная мода не проявляется, причина пока не известна. В качестве причины этого рассматривалась стохастическая конвекция, приводящая к осцилляциям по типу солнечных.<ref name=soszynski/>.

== Литература ==

* {{статья |arxiv=astro-ph/9910164 |bibcode=2000A&AS1993ApJ..141.413.371G |doi=10.1051/aas:2000126641V |заглавие=EvolutionaryEvolution tracks and isochrones forof low- and intermediate-mass stars: Fromto 0.15the toend 7of M☉,the andasymptotic fromgiant Z=0.0004branch towith 0.03mass loss |издание=[[AstronomyThe and Astrophysics|Astronomy andAstrophysical AstrophysicsJournal]] |том=141413 |номерстраницы=3641 |страницыdoi=37110.1086/173033 |язык=en |тип=journal |автор=Girardi, LE.; Bressan, A.Vassiliadis; Bertelli,Wood GP.; Chiosi, CR. |год=20001993 |издательство=[[IOP Publishing]] }}

* [https://web.archive.org/web/20141013213823/http://www.astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter9.pdf Post-main sequence evolution through helium burning.]

* [http://othes.univie.ac.at/17128/ Long period variables – — period luminosity relations and classification in the Gaia Mission.]