✖


Jump to content

Ветка красного гиганта

Диаграмма Герцшпрунга–Рассела шарового скопления M5 . Ветвь красных гигантов проходит от тонкой горизонтальной ветви субгиганта вверху справа, при этом ряд более ярких звезд RGB отмечен красным.

Ветвь красных гигантов (RGB), которую иногда называют первой ветвью гигантов, представляет собой часть ветви гигантов до того, как в ходе звездной эволюции произойдет воспламенение гелия . Это стадия, следующая за главной последовательностью звезд малой и средней массы. Звезды ветви красных гигантов имеют инертное гелиевое ядро, окруженное оболочкой из водорода, сливающегося в рамках цикла CNO . Это звезды классов K и M, намного крупнее и ярче, чем звезды главной последовательности той же температуры.

Открытие [ править ]

Самые яркие звезды в шаровых скоплениях, таких как NGC 288, являются красными гигантами.

Красные гиганты были идентифицированы в начале 20-го века, когда использование диаграммы Герцшпрунга-Рассела прояснило, что существует два различных типа холодных звезд очень разных размеров: карлики, теперь формально известные как главная последовательность ; и гиганты . [1] [2]

Термин «ветвь красных гигантов» вошел в употребление в 1940-х и 1950-х годах, хотя первоначально это был общий термин для обозначения области красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Хотя к 1940 году была понятна основа существования термоядерной главной последовательности, за которой следовала фаза термодинамического сжатия до белого карлика , внутренние детали различных типов звезд-гигантов не были известны. [3]

В 1968 году название асимптотическая ветвь гигантов (AGB) использовалось для ветви звезд, несколько более ярких, чем основная часть красных гигантов, и более нестабильных, часто переменных звезд с большой амплитудой, таких как Мира . [4] Наблюдения за раздвоенной гигантской ветвью были сделаны несколькими годами ранее, но было неясно, как связаны между собой различные последовательности. [5] К 1970 году стало ясно, что область красных гигантов состоит из субгигантов , самого RGB, горизонтальной ветви и AGB, и эволюционное состояние звезд в этих регионах было широко понято. [6] Ветвь красных гигантов была описана как первая гигантская ветвь в 1967 году, чтобы отличить ее от второй, или асимптотической, гигантской ветви. [7] и эта терминология до сих пор часто используется. [8]

Современная звездная физика смоделировала внутренние процессы, которые вызывают различные фазы жизни звезд умеренной массы после главной последовательности. [9] со все возрастающей сложностью и точностью. [10] Результаты исследований RGB сами по себе используются как основа для исследований в других областях. [11]

Эволюция [ править ]

Эволюционные пути звезд разных масс:
  • дорожка 0,6 M ☉ показывает RGB и останавливается на гелиевой вспышке .
  • трек 1 M ☉ показывает короткую, но длительную ветвь субгиганта и RGB-вспышку гелия.
  • дорожка 2 M ☉ показывает ветвь субгигантов и RGB с едва заметной синей петлей на AGB .
  • трек 5 M ☉ показывает длинную, но очень короткую ветвь субгиганта, короткую RGB и расширенную синюю петлю.

Когда звезда с массой примерно от 0,4 M ☉ ( масса Солнца ) до 12 M ☉ (8 M ☉ для звезд с низкой металличностью) исчерпывает водород своего ядра, она вступает в фазу горения водородной оболочки, во время которой она становится красным гигантом, больше и круче, чем в главной последовательности. Во время горения водородной оболочки внутренняя часть звезды проходит несколько различных стадий, которые отражаются на внешнем виде. Стадии эволюции различаются в зависимости прежде всего от массы звезды, а также от ее металличности .

Фаза субгиганта [ править ]

После того как звезда главной последовательности исчерпала водород своего ядра, она начинает синтезировать водород в толстой оболочке вокруг ядра, состоящего в основном из гелия. Масса гелиевого ядра ниже предела Шенберга-Чандрасекара и находится в тепловом равновесии , а звезда является субгигантом . Любая дополнительная энергия, вырабатываемая в результате синтеза оболочки, расходуется на раздувание оболочки, и звезда охлаждается, но не увеличивает светимость. [12]

Оболочечный синтез водорода продолжается в звездах с массой примерно солнечной до тех пор, пока гелиевое ядро ​​не увеличится в массе настолько, что оно выродится . Затем ядро ​​сжимается, нагревается и возникает сильный температурный градиент. Водородная оболочка, сливающаяся посредством чувствительного к температуре цикла CNO , значительно увеличивает скорость производства энергии, и считается, что звезды находятся у подножия ветви красных гигантов. Для звезды такой же массы, как Солнце, это занимает примерно 2 миллиарда лет с момента исчерпания водорода в ядре. [13]

Субгиганты с размером более 2 M ☉ относительно быстро достигают предела Шенберга – Чандрасекара, прежде чем ядро ​​вырождается. Ядро по-прежнему термодинамически поддерживает собственный вес с помощью энергии водородной оболочки, но уже не находится в тепловом равновесии. Он сжимается и нагревается, в результате чего водородная оболочка становится тоньше, а оболочка звезды раздувается. Эта комбинация уменьшает светимость по мере того, как звезда остывает к основанию RGB. Прежде чем ядро ​​выродится, внешняя водородная оболочка станет непрозрачной, что приведет к прекращению охлаждения звезды, увеличению скорости термоядерного синтеза в оболочке и переходу звезды в RGB. У этих звезд субгигантская фаза наступает в течение нескольких миллионов лет, вызывая очевидный разрыв в диаграмме Герцшпрунга-Рассела между звездами главной последовательности B-типа и RGB, наблюдаемым в молодых рассеянных скоплениях, таких как Презепе . Это щель Герцшпрунга , и на самом деле она малонаселена звездами-субгигантами, быстро эволюционирующими в сторону красных гигантов, в отличие от короткой густонаселенной ветви субгигантов с малой массой, наблюдаемой в более старых скоплениях, таких как ω Кентавры . [14] [15]

Восхождение по ветке красных гигантов [ править ]

Звезды, подобные Солнцу, имеют вырожденное ядро ​​на ветви красных гигантов и поднимаются к вершине, прежде чем со вспышкой начинается синтез гелия в ядре.
Звезды, более массивные, чем Солнце, не имеют вырожденного ядра и покидают ветвь красных гигантов раньше вершины, когда их гелий в ядре воспламеняется без вспышки.

Все звезды у подножия ветви красных гигантов имеют одинаковую температуру около 5000 К , что соответствует спектральному классу от раннего до среднего К. Их светимость варьируется от нескольких раз светимости Солнца для наименее массивных красных гигантов до нескольких тысяч раз светимости звезд около 8 M ☉ . [16]

Поскольку их водородные оболочки продолжают производить больше гелия, ядра RGB-звезд увеличиваются в массе и температуре. Это приводит к более быстрому плавлению водородной оболочки. Звезды становятся ярче, крупнее и несколько холоднее. Они описываются как восходящие по RGB. [17]

При восхождении RGB происходит ряд внутренних событий, которые создают наблюдаемые внешние особенности. Внешняя конвективная оболочка становится все глубже и глубже по мере роста звезды и увеличения производства энергии в оболочке. В конце концов он достигает достаточной глубины, чтобы вывести продукты термоядерного синтеза на поверхность из бывшего конвективного ядра, известного как первое вытягивание . Это изменяет поверхностное содержание гелия, углерода, азота и кислорода. [18] Можно обнаружить заметное скопление звезд в одной точке RGB, которое известно как «выпуклость RGB». Это вызвано скачком содержания водорода, оставшимся после глубокой конвекции. Производство энергии оболочки временно уменьшается в этом месте, что фактически останавливает восхождение RGB и вызывает избыток звезд в этой точке. [19]

Кончик ветки красного гиганта [ править ]

Основная статья: Кончик ветки красного гиганта

Для звезд с вырожденным гелиевым ядром существует предел этого роста размера и светимости, известный как верхушка ветви красных гигантов , где ядро ​​достигает температуры, достаточной для начала термоядерного синтеза. Все звезды, достигшие этой точки, имеют одинаковую массу гелиевого ядра почти 0,5 M ☉ и очень схожую звездную светимость и температуру. Эти светящиеся звезды использовались в качестве стандартных индикаторов расстояния свечей. Визуально кончик ветви красных гигантов имеет абсолютную звездную величину около -3 и температуру около 3000 К при солнечной металличности и ближе к 4000 К при очень низкой металличности. [16] [20] Модели прогнозируют светимость на кончике 2000–2500 L ☉ в зависимости от металличности. [21] В современных исследованиях чаще используются инфракрасные величины. [22]

Покидая ветку красных гигантов [ править ]

Выродившееся ядро ​​начинает взрывной синтез в результате события, известного как гелиевая вспышка , но внешне непосредственных признаков этого мало. Энергия расходуется на снятие вырождения в ядре. Звезда в целом становится менее яркой и горячей и мигрирует в горизонтальную ветвь. Все вырожденные гелиевые ядра имеют примерно одинаковую массу независимо от общей массы звезды, поэтому светимость гелиевого синтеза на горизонтальной ветви одинакова. Слияние водородных оболочек может привести к изменению общей светимости звезды, но для большинства звезд с металличностью, близкой к солнечной, температура и светимость на холодном конце горизонтальной ветви очень похожи. Эти звезды образуют красный сгусток при температуре около 5000 К и 50 L ☉ . Менее массивные водородные оболочки заставляют звезды занимать более горячее и менее яркое положение на горизонтальной ветви, и этот эффект легче проявляется при низкой металличности, так что старые бедные металлами скопления демонстрируют наиболее выраженные горизонтальные ветви. [13] [23]

Звезды изначально массивнее 2 M ☉ имеют невырожденные гелиевые ядра на ветви красных гигантов. Эти звезды становятся достаточно горячими, чтобы начать тройной альфа-синтез, прежде чем они достигнут кончика ветви красных гигантов и до того, как ядро ​​выродится. Затем они покидают ветвь красных гигантов и выполняют синий цикл, прежде чем вернуться и присоединиться к асимптотической ветви гигантов. Звезды лишь немногим массивнее 2 M ☉ совершают едва заметную синюю петлю на высоте в несколько сотен L ☉ перед тем, как продолжить движение по AGB, едва отличимому от положения их ветви красных гигантов. Более массивные звезды образуют протяженные синие петли, температура которых может достигать 10 000 К и более при светимости в тысячи л ☉ . Эти звезды будут пересекать полосу нестабильности более одного раза и пульсировать как переменные цефеид типа I (классические) . [24]

Свойства [ править ]

В таблице ниже показаны типичные времена жизни на главной последовательности (MS), ветви субгигантов (SB) и ветви красных гигантов (RGB) для звезд с разными начальными массами, все с солнечной металличностью (Z = 0,02). Также показаны масса гелиевого ядра, эффективная температура поверхности, радиус и светимость в начале и конце RGB для каждой звезды. Конец ветви красных гигантов определяется как момент, когда происходит воспламенение гелия в ядре. [8]

Масса
( M ☉ ) 		МС (ГЮр) Крюк (MYrs) SB (МЮ) RGB
(Мир) 		RGB Ножка
RGB конец
Основная масса ( M ☉ ) Тэфф ) (К Радиус ( Р ☉ ) Яркость ( L ☉ ) Основная масса ( M ☉ ) Тэфф ) (К Радиус ( Р ☉ ) Яркость ( L ☉ )
0.6 58.8 Н/Д 5,100 2,500 0.10 4,634 1.2 0.6 0.48 2,925 207 2,809
1.0 9.3 Н/Д 2,600 760 0.13 5,034 2.0 2.2 0.48 3,140 179 2,802
2.0 1.2 10 22 25 0.25 5,220 5.4 19.6 0.34 4,417 23.5 188
5.0 0.1 0.4 15 0.3 0.83 4,737 43.8 866.0 0.84 4,034 115 3,118

Звезды промежуточной массы теряют лишь небольшую часть своей массы как звезды главной последовательности и субгиганты, но теряют значительную часть массы как красные гиганты. [25]

Масса, потерянная звездой, похожей на Солнце, влияет на температуру и светимость звезды, когда она достигает горизонтальной ветви, поэтому свойства звезд красного сгустка можно использовать для определения разницы масс до и после гелиевой вспышки. Потеря массы красных гигантов также определяет массу и свойства белых карликов образующихся впоследствии . Оценки полной потери массы звезд, достигших кончика ветви красных гигантов, составляют около 0,2–0,25 M ☉ . Большая часть этого утрачена за последний миллион лет до гелиевой вспышки. [26] [27]

Массу, которую теряют более массивные звезды, покинувшие ветвь красных гигантов до гелиевой вспышки, труднее измерить напрямую. Текущую массу переменных цефеид, таких как δ Цефеи, можно точно измерить, поскольку существуют либо двойные, либо пульсирующие звезды. По сравнению с эволюционными моделями такие звезды, по-видимому, потеряли около 20% своей массы, причем большая часть этой массы во время голубой петли и особенно во время пульсаций в полосе нестабильности. [28] [29]

Вариативность [ править ]

Некоторые красные гиганты являются переменными большой амплитуды. Многие из самых ранних известных переменных звезд — это переменные Миры с регулярными периодами и амплитудами нескольких величин, полуправильные переменные с менее очевидными периодами или несколькими периодами и немного более низкими амплитудами, а также медленные нерегулярные переменные без очевидного периода. Долгое время они считались звездами асимптотической ветви гигантов (AGB) или сверхгигантами, а сами звезды ветви красных гигантов (RGB) обычно не считались переменными. Несколькими очевидными исключениями считались звезды AGB малой светимости. [30]

Исследования конца 20-го века начали показывать, что все гиганты класса M были переменными с амплитудой 10 миллизвездных величин и более, и что гиганты позднего класса K также, вероятно, были переменными с меньшими амплитудами. Такие переменные звезды были среди наиболее ярких красных гигантов, близких к вершине RGB, но было трудно утверждать, что все они на самом деле были звездами AGB. Звезды показали взаимосвязь между периодами и амплитудами, при этом переменные с большей амплитудой пульсировали медленнее. [31]

Исследования микролинзирования в 21 веке обеспечили чрезвычайно точную фотометрию тысяч звезд за многие годы. Это позволило открыть множество новых переменных звезд, часто с очень маленькой амплитудой. множественные зависимости период-светимость Были обнаружены , сгруппированные в области с гребнями близко расположенных параллельных отношений. Некоторые из них соответствуют известным Мирасам и полурегулярным звездам, но был определен дополнительный класс переменных звезд: OGLE Красные гиганты малой амплитуды , или OSARG . ОСАРГ имеют амплитуды в несколько тысячных величины и полурегулярные периоды от 10 до 100 дней. В обзоре OGLE опубликовано до трех периодов для каждой ОСАРГ, что указывает на сложную комбинацию пульсаций. были быстро обнаружены многие тысячи OSARG В Магеллановых Облаках , как звезд AGB, так и RGB. [32] С тех пор был опубликован каталог 192 643 ОСАРГ в направлении центрального выступа Млечного Пути . Хотя около четверти OSARG Магелланова Облака демонстрируют длинные вторичные периоды, очень немногие из галактических OSARG имеют такие периоды. [33]

RGB OSARG следуют трем близко расположенным соотношениям период-светимость, соответствующим первому, второму и третьему обертонам моделей радиальных пульсаций для звезд определенных масс и светимостей, но также присутствуют дипольные и квадрупольные нерадиальные пульсации, приводящие к полу- закономерный характер вариаций. [34] Основная мода не проявляется, и основная причина возбуждения неизвестна. стохастическая В качестве причины была предложена конвекция, аналогичная солнечным колебаниям . [32]

У звезд RGB были обнаружены два дополнительных типа вариаций: длинные вторичные периоды, которые связаны с другими вариациями, но могут иметь большие амплитуды с периодами в сотни или тысячи дней; и эллипсоидальные вариации. Причина длительных вторичных периодов неизвестна, но предполагается, что они происходят из-за взаимодействия с маломассивными спутниками на близких орбитах. [35] Считается также, что эллипсоидальные вариации создаются в двойных системах, в данном случае в контактных двойных, где искаженные звезды вызывают строго периодические изменения на своем орбите. [36]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Адамс, WS; Джой, АХ; Стромберг, Г.; Бервелл, CG (1921). «Параллаксы 1646 звезд, полученные спектроскопическим методом». Астрофизический журнал . 53 : 13. Бибкод : 1921ApJ....53...13A . дои : 10.1086/142584 .
  2. ^ Трамплер, Р.Дж. (1925). «Спектральные типы в открытых кластерах» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 37 (220): 307. Бибкод : 1925ПАСП...37..307Т . дои : 10.1086/123509 .
  3. ^ Гамов, Г. (1939). «Физические возможности звездной эволюции». Физический обзор . 55 (8): 718–725. Бибкод : 1939PhRv...55..718G . дои : 10.1103/PhysRev.55.718 .
  4. ^ Сэндидж, Аллан; Катем, Бэзил; Кристиан, Джером (1968). «Признак пробелов в гигантской ветви шарового скопления M15». Астрофизический журнал . 153 : Л129. Бибкод : 1968ApJ...153L.129S . дои : 10.1086/180237 .
  5. ^ Арп, Хэлтон К.; Баум, Уильям А.; Сэндидж, Аллан Р. (1953). «Диаграмма цвет-величина шарового скопления М 92» . Астрономический журнал . 58 : 4. Бибкод : 1953AJ.....58....4A . дои : 10.1086/106800 .
  6. ^ Стром, ЮВ; Стром, КМ ; Руд, RT; Ибен, И. (1970). «Об эволюционном статусе звезд над горизонтальной ветвью в шаровых скоплениях». Астрономия и астрофизика . 8 : 243. Бибкод : 1970A&A.....8..243S .
  7. ^ Ибен, Ико (1967). «Звездная эволюция внутри и за пределами Главной последовательности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 5 : 571–626. Бибкод : 1967ARA&A...5..571I . дои : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .
  8. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Полс, Онно Р.; Шредер, Клаус-Петер; Херли, Джаррод Р.; Тут, Кристофер А.; Эгглтон, Питер П. (1998). «Модели звездной эволюции для Z = от 0,0001 до 0,03» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Бибкод : 1998MNRAS.298..525P . дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
  9. ^ Василиадис, Э.; Вуд, PR (1993). «Эволюция звезд малой и средней массы к концу асимптотической ветви гигантов с потерей массы» . Астрофизический журнал . 413 : 641. Бибкод : 1993ApJ...413..641V . дои : 10.1086/173033 .
  10. ^ Мариго, П.; Жирарди, Л.; Брессан, А.; Грёневеген, Массачусетский технический университет; Сильва, Л.; Гранато, GL (2008). «Эволюция асимптотических звезд ветви гигантов». Астрономия и астрофизика . 482 (3): 883–905. arXiv : 0711.4922 . Бибкод : 2008A&A...482..883M . дои : 10.1051/0004-6361:20078467 . S2CID   15076538 .
  11. ^ Рицци, Лука; Талли, Р. Брент; Макаров Дмитрий; Макарова, Лидия; Дельфин, Эндрю Э.; Сакаи, Сёко; Шая, Эдвард Дж. (2007). «Наконечник расстояний ветвей красного гиганта. II. Калибровка нулевой точки». Астрофизический журнал . 661 (2): 815–829. arXiv : astro-ph/0701518 . Бибкод : 2007ApJ...661..815R . дои : 10.1086/516566 . S2CID   12864247 .
  12. ^ Кателан, Марсио; Ройг, Фернандо; Альканис, Джейлсон; де ла Реза, Рамиро; Лопес, Далтон (2007). Структура и эволюция звезд малой массы: обзор и некоторые открытые проблемы . ВЫСШАЯ ШКОЛА АСТРОНОМИИ: XI Специальные курсы Национальной обсерватории Рио-де-Жанейро (XI CCE). Материалы конференции AIP. Том. 930. стр. 39–90. arXiv : astro-ph/0703724 . Бибкод : 2007AIPC..930...39C . дои : 10.1063/1.2790333 . S2CID   15599804 .
  13. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). Эволюция звезд и звездного населения . п. 400. Бибкод : 2005essp.book.....S .
  14. ^ Мермиллиод, Дж. К. (1981). «Сравнительные исследования молодых рассеянных скоплений. III – Эмпирические изохронные кривые и главная последовательность нулевого возраста». Астрономия и астрофизика . 97 : 235. Бибкод : 1981A&A....97..235M .
  15. ^ Бедин, Луиджи Р.; Пиотто, Джампаоло; Андерсон, Джей; Кассизи, Санти; Кинг, Иван Р.; Момани, Язан; Карраро, Джованни (2004). «Ом Центавра: загадка народонаселения становится глубже» . Астрофизический журнал . 605 (2): Л125. arXiv : astro-ph/0403112 . Бибкод : 2004ApJ...605L.125B . дои : 10.1086/420847 . S2CID   2799751 .
  16. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Ванденберг, Дон А.; Бергбуш, Питер А.; Даулер, Патрик Д. (2006). «Звездные модели Виктории-Регины: эволюционные треки и изохроны для широкого диапазона массы и металличности, которые допускают эмпирически ограниченные величины превышения конвективного ядра». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 162 (2): 375–387. arXiv : astro-ph/0510784 . Бибкод : 2006ApJS..162..375V . дои : 10.1086/498451 . S2CID   1791448 .
  17. ^ Хеккер, С.; Гиллиленд, РЛ; Элсворт, Ю.; Чаплин, WJ; Де Риддер, Дж.; Стелло, Д.; Каллингер, Т.; Ибрагим, штат Калифорния; Клаус, ТК; Ли, Дж. (2011). «Характеристика звезд красных гигантов в общедоступных данных Кеплера». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 414 (3): 2594. arXiv : 1103.0141 . Бибкод : 2011MNRAS.414.2594H . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18574.x . S2CID   118513871 .
  18. ^ Стоес, Джеффри А.; Хервиг, Фальк (2003). «Соотношения изотопов кислорода в первых извлеченных звездах красных гигантов и новый взгляд на неопределенности скорости ядерной реакции». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 340 (3): 763. arXiv : astro-ph/0212128 . Бибкод : 2003MNRAS.340..763S . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06332.x . S2CID   14107804 .
  19. ^ Кассизи, С.; Марин-Франш, А.; Саларис, М.; Апарисио, А.; Монелли, М.; Пьетринферни, А. (2011). «Разница в величине между выключением главной последовательности и выступом ветви красного гиганта в шаровых скоплениях Галактики». Астрономия и астрофизика . 527 : А59. arXiv : 1012.0419 . Бибкод : 2011A&A...527A..59C . дои : 10.1051/0004-6361/201016066 . S2CID   56067351 .
  20. ^ Ли, Мён Гюн; Фридман, Венди Л.; Мадор, Барри Ф. (1993). «Кончик ветви красного гиганта как индикатор расстояния до разрешенных галактик» . Астрофизический журнал . 417 : 553. Бибкод : 1993ApJ...417..553L . дои : 10.1086/173334 .
  21. ^ Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (1997). «Кончик» ветви красных гигантов как индикатор расстояния: результаты эволюционных моделей». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 289 (2): 406. arXiv : astro-ph/9703186 . Бибкод : 1997MNRAS.289..406S . дои : 10.1093/mnras/289.2.406 . S2CID   18796954 .
  22. ^ Конн, Арканзас; Ибата, РА; Льюис, ГФ; Паркер, QA; Цукер, Д.Б.; Мартин, Северная Каролина; МакКонначи, штат Аризона; Ирвин, MJ; Танвир, Н.; Фардал, Массачусетс; Фергюсон, АНМ; Чепмен, Южная Каролина; Вальс-Габо, Д. (2012). «Байесовский подход к определению величины кончика ветви красного гиганта. II. Расстояния до спутников M31». Астрофизический журнал . 758 (1): 11. arXiv : 1209.4952 . Бибкод : 2012ApJ...758...11C . дои : 10.1088/0004-637X/758/1/11 . S2CID   53556162 .
  23. ^ д'Антона, Ф.; Калой, В.; Монтальбан, Дж.; Вентура, П.; Граттон, Р. (2002). «Изменение гелия из-за самозагрязнения среди звезд шарового скопления». Астрономия и астрофизика . 395 : 69–76. arXiv : astro-ph/0209331 . Бибкод : 2002A&A...395...69D . дои : 10.1051/0004-6361:20021220 . S2CID   15262502 .
  24. ^ Боно, Джузеппе; Капуто, Филиппина; Кассизи, Санти; Маркони, Марселла; Пьерсанти, Лучано; Торнамбе, Амедео (2000). «Модели звезд промежуточной массы с различным содержанием гелия и металлов». Астрофизический журнал . 543 (2): 955. arXiv : astro-ph/0006251 . Бибкод : 2000ApJ...543..955B . дои : 10.1086/317156 . S2CID   18898755 .
  25. ^ Мейне, Г.; Мермиллиод, Ж.-К.; Медер, А. (1993). «Новые датировки рассеянных скоплений галактик». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 98 : 477. Бибкод : 1993A&AS...98..477M .
  26. ^ Орилья, Ливия; Ферраро, Франческо Р.; Фуси Печчи, Флавио; Руд, Роберт Т. (2002). «Наблюдения ISOCAM за галактическими шаровыми скоплениями: потеря массы вдоль ветви красных гигантов». Астрофизический журнал . 571 (1): 458–468. arXiv : astro-ph/0201445 . Бибкод : 2002ApJ...571..458O . дои : 10.1086/339857 . S2CID   18299018 .
  27. ^ Макдональд, И.; Бойер, ML; Ван Лун, Дж. Т.; Зийлстра, А.А.; Хора, Дж.Л.; Баблер, Б.; Блок, М.; Гордон, К.; Мид, М.; Мейкснер, М.; Миссельт, К.; Робитайл, Т.; Севило, М.; Шиао, Б.; Уитни, Б. (2011). «Фундаментальные параметры, интегрированная потеря массы ветвей красных гигантов и производство пыли в шаровом скоплении галактик 47 Тукана». Приложение к астрофизическому журналу . 193 (2): 23. arXiv : 1101.1095 . Бибкод : 2011ApJS..193...23M . дои : 10.1088/0067-0049/193/2/23 . S2CID   119266025 .
  28. ^ Сюй, HY; Ли, Ю. (2004). «Синие петли звезд промежуточных масс. I. Циклы CNO и синие петли» . Астрономия и астрофизика . 418 : 213–224. Бибкод : 2004A&A...418..213X . дои : 10.1051/0004-6361:20040024 .
  29. ^ Нилсон, HR; Кантиелло, М.; Лангер, Н. (2011). «Несоответствие массы цефеид и потеря массы, вызванная пульсациями». Астрономия и астрофизика . 529 : Л9. arXiv : 1104.1638 . Бибкод : 2011A&A...529L...9N . дои : 10.1051/0004-6361/201116920 . S2CID   119180438 .
  30. ^ Кисс, LL; Постельное белье, ТР (2003). «Красные переменные в базе данных OGLE-II - I. Пульсации и отношения период-светимость под кончиком красной гигантской ветви Большого Магелланова Облака». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 343 (3): L79. arXiv : astro-ph/0306426 . Бибкод : 2003MNRAS.343L..79K . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x . S2CID   2383837 .
  31. ^ Йориссен, А.; Моулави, Н.; Стеркен, К.; Манфройд, Дж. (1997). «Начало фотометрической переменности красных гигантов». Астрономия и астрофизика . 324 : 578. Бибкод : 1997A&A...324..578J .
  32. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Сошинский И.; Дзембовский, Вашингтон; Удальский, А.; Кубяк, М.; Шиманский, МК; Петржинский, Г.; Выжиковски, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К. (2007). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Связь периода и светимости переменных красных гигантов». Акта Астрономика . 57 : 201. arXiv : 0710.2780 . Бибкод : 2007AcA....57..201S .
  33. ^ Сошинский, И.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Улачик, К.; Полески, Р.; Козловский, С.; Петрукович, П.; Скоурон, Дж. (2013). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. XV. Долгопериодические переменные в галактической выпуклости». Акта Астрономика . 63 (1): 21 arXiv : 1304.2787 . Бибкод : 2013AcA....63...21S .
  34. ^ Такаяма, М.; Сайо, Х.; Ита, Ю. (2013). «О режимах пульсации и массах RGB ОСАРГ» . Сеть конференций EPJ . 43 : 03013. Бибкод : 2013EPJWC..4303013T . дои : 10.1051/epjconf/20134303013 .
  35. ^ Николлс, CP; Вуд, PR; Чиони, М.-РЛ; Сошинский, И. (2009). «Длинные вторичные периоды у переменных красных гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 399 (4): 2063–2078. arXiv : 0907.2975 . Бибкод : 2009МНРАС.399.2063Н . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x . S2CID   19019968 .
  36. ^ Николлс, CP; Вуд, PR (2012). «Эксцентрические эллипсоидальные двойные красные гиганты в БМО: полные орбитальные решения и комментарии о взаимодействии в периастре». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 421 (3): 2616. arXiv : 1201.1043 . Бибкод : 2012MNRAS.421.2616N . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.20492.x . S2CID   59464524 .

Библиография [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Red-giant_branch&oldid=1186037951"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 069dbb275bcb805443bc7f6f9fc35044__1700481840
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/06/44/069dbb275bcb805443bc7f6f9fc35044.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Red-giant branch - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)