Звезда S-типа
Звезда S-типа (или просто звезда S ) — холодный гигант с примерно равным количеством углерода и кислорода в атмосфере. Первоначально этот класс был определен в 1922 году Полом Мерриллом для звезд с необычными линиями поглощения и молекулярными полосами, которые , как теперь известно, возникают из-за элементов s-процесса . Полосы монооксида циркония (ZrO) являются отличительной чертой S-звезд.
кислорода . В атмосфере углеродных звезд больше углерода, чем У большинства звезд, таких как гиганты класса М, атмосфера богаче кислородом, чем углеродом, и их называют звездами, богатыми кислородом . Звезды S-типа занимают промежуточное положение между углеродными звездами и обычными гигантами. Их можно сгруппировать в два класса: собственные S-звезды, спектры которых обязаны конвекции продуктов термоядерного синтеза и элементов s-процесса на поверхность; и внешние S-звезды, которые образуются в результате массопереноса в двойной системе.
Собственные звезды S-типа находятся на самой яркой части асимптотической ветви гигантов , стадии своей жизни, продолжающейся менее миллиона лет. Многие из них являются долгопериодическими переменными звездами. Внешние S-звезды менее яркие и долгоживущие, часто полуправильные или нерегулярные переменные с меньшей амплитудой. S-звезды относительно редки: собственные S-звезды составляют менее 10% звезд асимптотической ветви гигантов сопоставимой светимости, тогда как внешние S-звезды составляют еще меньшую долю всех красных гигантов.
Спектральные особенности
[ редактировать ]Холодные звезды, особенно класса M , демонстрируют молекулярные полосы, особенно выраженные оксид титана (II) (TiO). Небольшая часть этих холодных звезд также имеет соответствующие сильные полосы оксида циркония (ZrO). Наличие четко различимых полос ZrO в визуальных спектрах является определением звезды S-типа. [1]
- Серия α, синего цвета при 464,06, 462,61 и 461,98 нм.
- Серия β, желтый цвет при 555,17 нм и 571,81 нм.
- Серия γ, красный цвет: 647,4, 634,5 и 622,9 нм. [2]
Первоначальное определение S-звезды заключалось в том, что полосы ZrO должны быть легко обнаружены на фотографических спектральных пластинках с низкой дисперсией, но более современные спектры позволяют идентифицировать многие звезды с гораздо более слабым ZrO. Звезды ГП, промежуточные по сравнению с нормальными звездами класса М, имеют едва заметный ZrO, но в остальном нормальный спектр класса М. Звезды SC, промежуточные с углеродными звездами, имеют слабые или необнаруживаемые линии ZrO, но сильные D-линии натрия и обнаруживаемые, но слабые C 2 . полосы [3]
Спектры S-звезд также демонстрируют и другие отличия от спектров обычных гигантов М-класса. Характерные полосы TiO холодных гигантов у большинства S-звезд ослаблены по сравнению с М-звездами с аналогичной температурой, а у некоторых полностью отсутствуют. Особенности, связанные с изотопами s-процесса, такие как полосы YO , Sr I линии , Ba II линии и полосы LaO , а также линии D натрия, намного сильнее. Однако полосы VO отсутствуют или очень слабы. [4] Существование спектральных линий элемента (Tc) периода 5 Технеция также ожидается в результате захвата нейтронов s-процесса, но значительная часть S-звезд не показывает никаких признаков Tc. Звезды с сильными линиями Tc иногда называют звездами технеция , и они могут относиться к классам M, S, C или промежуточным MS и SC. [5]
Некоторые S-звезды, особенно переменные Миры , демонстрируют сильные линии эмиссии водорода . Излучение H β часто бывает необычно сильным по сравнению с другими линиями серии Бальмера в нормальной звезде M, но это связано со слабостью полосы TiO, которая в противном случае разбавила бы излучение H β . [1]
Схемы классификации
[ редактировать ]
Спектральный класс S был впервые определен в 1922 году для обозначения ряда длиннопериодических переменных (имеются в виду переменные Миры) и звезд с похожими пекулярными спектрами. Многие линии поглощения в спектрах были признаны необычными, но связанные с ними элементы не были известны. Полосы поглощения, которые теперь признаны принадлежащими ZrO, четко указаны как основные особенности спектров S-типа. В то время класс M был разделен не на числовые подклассы, а на Ma, Mb, Mc и Md. Новый класс S просто остался либо S, либо Se в зависимости от существования эмиссионных линий. Считалось, что все звезды Se были LPV, а звезды S - неизменяемыми. [6] но с тех пор были найдены исключения. Например, π 1 Сейчас известно, что Грюис является полурегулярной переменной . [7]
Классификация звезд S несколько раз пересматривалась с момента ее первого введения, чтобы отразить достижения в разрешении доступных спектров, открытие большего количества звезд S-типа и лучшее понимание взаимосвязей между различными спектральными классами холодных светящихся гигантов. .
Обозначение запятой
[ редактировать ]Формализация классификации звезд S в 1954 году ввела двумерную схему вида SX,Y. Например, R Andromeda указана как S6,6e. [1]
X – температурный класс . Это цифра от 1 (хотя наименьший из перечисленных типов — S1,5) и 9, предназначенная для обозначения температурной шкалы, примерно соответствующей последовательности от M1 до M9. Температурный класс фактически рассчитывается путем оценки интенсивностей полос ZrO и TiO с последующим суммированием большей интенсивности с половиной меньшей интенсивности. [1]
Y — класс изобилия . Это также цифра от 1 до 9, присваиваемая путем умножения соотношения полос ZrO и TiO на температурный класс. Этот расчет обычно дает число, которое можно округлить до цифры класса численности, но оно модифицируется для более высоких значений: [1]
- 6.0 – 7.5 карты на 6
- 7,6 – 9,9 отображается на 7
- 10.0 – 50 карт по 8
- > 50 карт на 9
На практике спектральные классы новых звезд будут присваиваться путем ссылки на звезды-стандарты, поскольку значения интенсивности субъективны и их невозможно будет воспроизвести по спектрам, полученным в других условиях. [1]
По мере более тщательного изучения S-звезд и понимания механизмов, лежащих в основе спектров, выявился ряд недостатков. На прочность ZrO и TiO влияют как температура, так и фактическое содержание. Звезды S представляют собой континуум от кислорода, немного более распространенного, чем углерода, до углерода, которого немного больше, чем кислорода. Когда углерода становится больше, чем кислорода, свободный кислород быстро связывается с CO , а содержание ZrO и TiO резко падает, что делает их плохим индикатором для некоторых звезд. Класс содержания также становится непригодным для звезд, в атмосфере которых больше углерода, чем кислорода. [8]
Эта форма спектрального класса является обычным типом, наблюдаемым для S-звезд, и, возможно, до сих пор является наиболее распространенной формой. [9]
Элементарные интенсивности
[ редактировать ]Первый крупный пересмотр классификации S-звезд полностью отказывается от однозначного класса содержания в пользу явной интенсивности содержания Zr и Ti. [10] Таким образом, R And указан в нормальном максимуме со спектральным классом S5e Zr5 Ti2. [9]
В 1979 году Аке определил индекс содержания на основе интенсивности полос ZrO, TiO и YO. Эта единственная цифра от 1 до 7 была предназначена для обозначения перехода от звезд ГП за счет увеличения отношения C/O к звездам SC. Спектральные типы по-прежнему перечислялись с явными значениями интенсивности Zr и Ti, а индекс обилия включался отдельно в список стандартных звезд. [8]
| Индекс изобилия | Критерии | Соотношение С/О | ||
|---|---|---|---|---|
| 1 | TiO ≫ ZrO и I |
| ||
| 2 | TiO ≥ ZrO ≥ 2×YO |
| ||
| 3 | 2×YO ≥ ZrO ≥ TiO |
| ||
| 4 | ZrO ≥ 2×YO > TiO |
| ||
| 5 | ZrO ≥ 2×YO, TiO = 0 |
| ||
| 6 | ZrO слабый, YO и TiO = 0 |
| ||
| 7 | CS и углеродные звезды |
|
Обозначение косой черты
[ редактировать ]Индекс численности был немедленно принят и расширен до значений от 1 до 10, дифференцируя содержание у звезд SC. Теперь он упоминался как часть спектрального класса вместо разделения содержаний Zr и Ti. Чтобы отличить его от ранее заброшенного класса содержания, он использовался с косой чертой после температурного класса, так что спектральный класс для R And стал S5/4,5e. [3]
Новый индекс численности не рассчитывается напрямую, а присваивается на основе относительной силы ряда спектральных особенностей. Он предназначен для точного указания последовательности отношений C/O от менее 0,95 до примерно 1,1. В первую очередь относительная сила полос ZrO и TiO образует последовательность от звезд ГП до индекса содержания от 1 до 6. Индексы содержания от 7 до 10 соответствуют звездам SC, а ZrO слаб или отсутствует, поэтому относительная сила D-линий натрия и C s полос используется. Индекс численности 0 не используется, а индекс численности 10 эквивалентен углеродной звезде Cx,2, поэтому ее также никогда не видно. [4]
| Индекс изобилия | Критерии | Соотношение С/О | ||
|---|---|---|---|---|
| РС | Сильнейшие полосы YO и ZrO только что видны. | |||
| 1 | TiO ≫ ZrO и I |
| ||
| 2 | ТиО > ZrO |
| ||
| 3 | ZrO = TiO, сильный YO |
| ||
| 4 | ZrO > TiO |
| ||
| 5 | ZrO ≫ TiO |
| ||
| 6 | ZrO сильный, TiO = 0 |
| ||
| 7 (СК) | ZrO слабее, линии D сильнее. |
| ||
| 8 (СК) | Нет ZrO или C2 , очень сильные линии D. |
| ||
| 9 (СК) | C 2 очень слабая, линии D очень сильные. |
| ||
| 10 (СК) | C 2 слабая, линии D сильные |
|
Вывод температурного класса также уточнен, чтобы использовать коэффициенты линий в дополнение к общей прочности ZrO и TiO. Для звезд ГП и звезд с индексом обилия 1 или 2 можно применять те же критерии силы полосы TiO, что и для звезд М. Соотношения различных полос ZrO при 530,5 нм и 555,1 нм полезны при индексах содержания 3 и 4, а также при внезапном появлении полос LaO при более низких температурах. Соотношение линий Ba II и Sr I также полезно при тех же индексах и для богатых углеродом звезд с индексом содержания от 7 до 9. Там, где ZrO и TiO слабы или отсутствуют, соотношение смешанных деталей при 645,6 нм и 645,0 нм может использоваться для назначения температурного класса. [4]
Обозначение звездочки
[ редактировать ]Из-за различных схем классификации и трудностей присвоения единого класса всему ряду звезд ГП, S и SC иногда используются другие схемы. Например, в одном обзоре новых звезд S/MS, углеродных и SC используется двумерная схема, отмеченная звездочкой, например S5*3. Первая цифра основана на прочности TiO, чтобы приблизиться к последовательности класса M, а вторая основана исключительно на прочности ZrO. [2]
Стандартные звезды
[ редактировать ]В этой таблице показаны спектральные классы ряда известных S-звезд, классифицированные в разное время. Большинство звезд переменные, обычно типа Миры. Там, где это возможно, в таблице показан тип с максимальной яркостью, но некоторые типы Ake, в частности, не имеют максимальной яркости и поэтому относятся к более позднему типу. Также показаны интенсивности полос ZrO и TiO, если они опубликованы (знак x означает, что полосы не обнаружены). Если численность является частью формального спектрального класса, то отображается индекс численности.
| Звезда | Кинан (1954) [1] | Кинан и др. (1974) [11] | Снова (1979) [8] | Кинан-Бошаар (1980) [4] | |||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Р Андромеда | С6,6е: | Зр4 Ти3 | S4.6e | С8е Зр6 | 4 | С5/4.5е | Зр5 Ти2 |
| Х Андромеда | S3,9e | Зр3 Ти0 | С2,9е: | С5.5е Зр4 | 5 | С5/4.5е | Зр2.5 Тикс |
| РР Андромеда | С7,2е: | Зр2 Ти6,5 | С6,2е: | S6.5e Zr3 Ti6 | 2 | S6/3.5e | Зр4+ Ти4 |
| У Иглз | С4.9: | Зр4 Ти0 | С3,9е: | S6/6e | Зр6 Ти0 | ||
| BD Camelopardalis | С5,3 | Зр2,5 Ти4 | С3,5 Zr2,5 Ти3 | 2 | С3.5/2 | Zr2+Ti3 | |
| БХ Круцис | SC8.6: [12] | SC4.5/8-е | Зр0 Тикс На10: | ||||
| Чи Лебедь | С7,1е: | Зр0-2Ти7 | S7,2e | С9.5 Зр3 Ти9 | 1 | S6+/1e = Ms6+ | Зр2 Ти6 |
| Р Лебеди | С3.5,9е: | Зр3,5 Ти0 | S3,9e | S8e Zr7 Ti3: | 4 | S5/6e | Зр4 Тикс |
| R Близнецы | С3,9е: | Зр3 Ти0 | S3,9e | С8е Зр5 | 5 | S4/6e | Зр3.5 Тикс |
Формирование
[ редактировать ]Есть два различных класса звезд S-типа: собственные звезды S; и внешние S-звезды. Присутствие технеция используется для различения этих двух классов, он встречается только у собственных звезд S-типа.
Внутренние S-звезды
[ редактировать ]
Собственные звезды S-типа представляют собой тепловые пульсирующие звезды асимптотической ветви гигантов (TP-AGB). Звезды AGB имеют инертное углеродно-кислородное ядро и подвергаются термоядерному синтезу как во внутренней гелиевой оболочке, так и во внешней водородной оболочке. Это большие крутые гиганты М-класса. Тепловые импульсы, создаваемые вспышками гелиевой оболочки, вызывают сильную конвекцию внутри верхних слоев звезды. Эти импульсы становятся сильнее по мере эволюции звезды, а в достаточно массивных звездах конвекция становится достаточно глубокой, чтобы вытягивать продукты термоядерного синтеза из области между двумя оболочками на поверхность. Эти продукты синтеза включают углерод и элементы s-процесса . [14] Элементы s-процесса включают цирконий (Zr), иттрий (Y), лантан (La), технеций (Tc), барий (Ba) и стронций (Sr), которые образуют характерный спектр класса S с ZrO, YO и Полосы LaO, а также линии Tc, Sr и Ba. В атмосфере S-звезд соотношение углерода и кислорода находится в диапазоне от 0,5 до <1. [15] Обогащение углеродом продолжается с последующими тепловыми импульсами до тех пор, пока содержание углерода не превысит содержание кислорода, после чего кислород в атмосфере быстро захватывается CO и образование оксидов уменьшается. Эти звезды демонстрируют промежуточные спектры SC, и дальнейшее обогащение углеродом приводит к образованию углеродной звезды . [16]
Внешние S-звезды
[ редактировать ]Изотоп технеция, полученный путем захвата нейтронов в s-процессе, 99 Tc, и его период полураспада в звездной атмосфере составляет около 200 000 лет. Любой изотоп, присутствовавший при формировании звезды, полностью распался бы к тому времени, когда она стала гигантом, а любой вновь образовавшийся 99 Tc, извлеченный из звезды AGB, сохранится до конца фазы AGB, что затруднит наличие в атмосфере красного гиганта других элементов s-процесса без технеция. Звезды S-типа без технеция образуются в результате переноса богатой технецием материи, а также других извлеченных элементов из собственной S-звезды в двойной системе на меньшего, менее развитого компаньона. Спустя несколько сотен тысяч лет, 99 Tc распадется, и останется звезда, не содержащая технеция, обогащенная углеродом и другими элементами s-процесса. Когда эта звезда станет красным гигантом типа G или K, она будет классифицирована как бариевая звезда . Когда она достигнет температур, достаточно низких, чтобы в спектре появились полосы поглощения ZrO, примерно класса M, она будет классифицирована как звезда S-типа. Эти звезды называются внешними S-звездами. [16] [17]
Распространение и численность
[ редактировать ]Звезды со спектральным классом S образуются только в узком диапазоне условий и встречаются редко. Распределение и свойства собственных и внешних S-звезд различны, что отражает разные способы их образования.
Звезды TP-AGB трудно надежно идентифицировать в крупных обзорах, но подсчеты обычных светящихся звезд AGB класса M и аналогичных звезд S-типа и углеродных звезд показали различное распределение в галактике. S-звезды распределены так же, как и углеродные звезды, но их количество составляет лишь примерно треть от количества углеродных звезд. Оба типа богатых углеродом звезд очень редки вблизи Галактического центра , но составляют 10–20% всех светящихся звезд AGB в окрестностях Солнца, так что звезды S составляют около 5% звезд AGB. Богатые углеродом звезды также более сконцентрированы в галактической плоскости . Звезды S-типа составляют непропорционально большое количество переменных Миры : 7% в одном обзоре по сравнению с 3% всех звезд AGB. [18]
Внешние S-звезды не входят в состав TP-AGB, но являются звездами ветви красных гигантов или ранними звездами AGB. Их численность и распространение неизвестны. По оценкам, они составляют от 30% до 70% всех звезд S-типа, хотя и составляют лишь небольшую часть всех звезд ветви красных гигантов. Они менее сильно сконцентрированы в галактическом диске, что указывает на то, что они принадлежат к более древнему населению звезд, чем собственная группа. [16]
Характеристики
[ редактировать ]Масса очень немногих собственных S-звезд была измерена напрямую с использованием двойной орбиты, хотя их массы были оценены с использованием соотношений периода и массы Миры или свойств пульсаций. Было обнаружено, что наблюдаемые массы составляют около 1,5 – 5 M ☉ [16] до недавнего времени, когда параллаксы Гайи помогли обнаружить собственные S-звезды с солнечной массой и металличностью . [15] Модели эволюции TP-AGB показывают, что третье вытягивание становится больше по мере движения оболочек к поверхности, и что менее массивные звезды испытывают меньше вытягиваний, прежде чем покинуть AGB. Звезды с массами 1,5–2,0 M ☉ испытают достаточное количество землетрясений, чтобы стать углеродными звездами, но это будут крупные события, и звезда обычно сразу проходит критическое соотношение C/O около 1, не становясь звездой S-типа. Более массивные звезды постепенно достигают одинакового уровня содержания углерода и кислорода в ходе нескольких небольших дноуглубительных работ. Звезды размером более 4 M ☉ испытывают горячее нижнее горение (сгорание углерода в основании конвективной оболочки), что не позволяет им стать углеродными звездами, но они все равно могут стать звездами S-типа, прежде чем вернуться в состояние, богатое кислородом. [19] Внешние S-звезды всегда находятся в двойных системах, а их расчетные массы составляют около 1,6–2,0 M ☉ . Это согласуется со звездами RGB или ранними звездами AGB. [17]
Собственные S-звезды имеют светимость около 5 000–10 000 L ☉ , [20] [21] хотя они обычно вариативны. [16] Их средняя температура составляет около 2300 К для звезд Mira S и 3100 К для звезд, не относящихся к Mira S, что на несколько сотен К теплее, чем у богатых кислородом звезд AGB, и на несколько сотен К холоднее, чем у углеродных звезд. Их радиусы в среднем составляют около 526 R ☉ для Мирас и 270 R ☉ для не-мирас, что больше, чем у звезд, богатых кислородом, и меньше, чем у углеродных звезд. [22] Внешние S-звезды обычно имеют светимость около 2000 L ☉ , температуру от 3150 до 4000 К и радиус менее 150 R ☉ . Это означает, что они лежат ниже кончика красного гиганта и обычно представляют собой звезды RGB, а не звезды AGB. [23]
Потеря массы и пыль
[ редактировать ]Внешние S-звезды теряют значительную массу из-за своих звездных ветров , подобно богатым кислородом звездам TP-AGB и углеродным звездам. Обычно эти скорости составляют около 1/10 000 000 массы Солнца в год, хотя в крайних случаях, таких как W Aquilae, они могут быть более чем в десять раз выше. [20]
Ожидается, что наличие пыли приводит к потере массы холодных звезд, но неясно, какой тип пыли может образовываться в атмосфере S-звезды, где большая часть углерода и кислорода заключена в газе CO. Звездные ветры S-звезд сравнимы со звездами, богатыми кислородом и углеродом, с аналогичными физическими свойствами. В околозвездном материале вокруг S-звезд примерно в 300 раз больше газа, чем пыли. Считается, что он состоит из металлического железа , FeSi, карбида кремния и форстерита . без силикатов и углерода Считается, что зародышеобразование инициируется TiC , ZrC и TiO 2 . [21]
Отдельные пылевые оболочки наблюдаются вокруг ряда углеродных звезд, но не звезд S-типа. Избыток инфракрасного излучения указывает на то, что вокруг большинства собственных S-звезд есть пыль, но ее отток недостаточен и не является достаточно продолжительным, чтобы сформировать видимую отделившуюся оболочку. Считается, что оболочки образуются во время фазы суперветра, на очень поздней стадии эволюции AGB. [20]
Примеры
[ редактировать ]BD Camelopardalis — это видимый невооруженным глазом пример внешней S-звезды. Это медленная нерегулярная переменная в симбиотической двойной системе с более горячим спутником, который также может быть переменной. [24]
Хи Переменная Миры Лебедя — это собственная звезда S. Когда свет близок к максимальному, это самая яркая звезда S-типа на небе. [25] Он имеет переменный спектр позднего типа от S6 до S10 с чертами оксидов циркония, титана и ванадия, иногда граничащий с промежуточным типом MS. [4] Ряд других известных переменных Миры, таких как R Андромеды и R Лебедя, также являются звездами S-типа, а также своеобразная полуправильная переменная π. 1 Гравий . [25]
видимая невооруженным глазом Звезда, 1 Ори — звезда промежуточной ГП и полурегулярная переменная малой амплитуды. [7] с белым карликом DA3. [26] Спектральный класс дан как S3.5/1-, [4] M3III(BaII), [27] или M3.2IIIaS. [7]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и ж г час Кинан, Филип К. (1954). «Классификация звезд S-типа». Астрофизический журнал . 120 : 484. Бибкод : 1954ApJ...120..484K . дои : 10.1086/145937 .
- ^ Jump up to: а б МакКоннелл, ди-джей (1979). «Открытия южных чувствительных к красному свету пластинок объективной призмы - Часть вторая - Новые звезды Ms, углеродные звезды и звезды Sc». Приложение по астрономии и астрофизике . 38 : 335. Бибкод : 1979A&AS...38..335M .
- ^ Jump up to: а б Бошаар, ПК; Кинан, ПК (1979). «Проблема спектральной классификации звезд последовательности S-SC-C». Спектральная классификация будущего . Ричерш Астрономиче. Том. 9. с. 39. Бибкод : 1979РА......9...39Б .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г Кинан, ПК; Бошаар, ПК (1980). «Спектральные типы звезд S и SC в обновленной системе МК» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 43 : 379. Бибкод : 1980ApJS...43..379K . дои : 10.1086/190673 .
- ^ Браун, Джеффри А.; Смит, Верн В.; Ламберт, Дэвид Л.; Датчовер, Эдвард; Хинкль, Кеннет Х.; Джонсон, Холлис Р. (1990). «S-звезды без технеция - соединение двойной звезды». Астрономический журнал . 99 : 1930. Бибкод : 1990AJ.....99.1930B . дои : 10.1086/115475 .
- ^ Меррилл, PW (1922). «Звездные спектры класса S». Астрофизический журнал . 56 : 457. Бибкод : 1922ApJ....56..457M . дои : 10.1086/142716 .
- ^ Jump up to: а б с Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Бибкод : 2009yCat....102025S .
- ^ Jump up to: а б с д Аке, ТБ (1979). «Пересмотренная система спектральной классификации в красном цвете для звезд S» . Астрофизический журнал . 234 : 538. Бибкод : 1979ApJ...234..538A . дои : 10.1086/157527 .
- ^ Jump up to: а б Скифф, бакалавр (2014). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Скифф, 2009–2016)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/Mk. Первоначально опубликовано в: Обсерватория Лоуэлла (октябрь 2014 г.) . 1 . Бибкод : 2014yCat....1.2023S .
- ^ Кинан, ПК; Макнил, RC (1977). «Атлас спектров более холодных звезд: типы G, K, M, S и C». Обс . 97 : 178. Бибкод : 1977Обс....97..178К .
- ^ Кинан, Филип К.; Гаррисон, Роберт Ф.; Дойч, Армин Дж. (1974). «Пересмотренный каталог спектров переменных Мира типов ME и Se» . Приложение к астрофизическому журналу . 28 : 271. Бибкод : 1974ApJS...28..271K . дои : 10.1086/190318 .
- ^ Кинан, доктор философии (1973). «Роль классификации щелевых спектрограмм (вводная лекция)». Спектральная классификация и многоцветная фотометрия . Симпозиум МАС. Том. 50. с. 3. Бибкод : 1973IAUS...50....3K .
- ^ Вайс, А.; Фергюсон, JW (2009). «Новые асимптотические модели гигантской ветви для диапазона металличности». Астрономия и астрофизика . 508 (3): 1343. arXiv : 0903.2155 . Бибкод : 2009A&A...508.1343W . дои : 10.1051/0004-6361/200912043 . S2CID 15194560 .
- ^ Галлино, Роберто; Арландини, Клаудио; Буссо, Маурицио; Лугаро, Мария ; Травальо, Клаудия; Страньеро, Оскар; Чиффи, Алессандро; Лимонги, Марко (1998). «Эволюция и нуклеосинтез в маломассивных асимптотических звездах ветви гигантов. II. Захват нейтронов и S-процесс» . Астрофизический журнал . 497 (1): 388. Бибкод : 1998ApJ...497..388G . дои : 10.1086/305437 .
- ^ Jump up to: а б Шетье, С.; Гориели, С.; Сисс, Л.; Ван Эк, С.; Йориссен, А.; Ван Винкель, Х. (2019). «Наблюдательные свидетельства возникновения третьего драг-апа у звезд S-типа с начальной массой около 1 M ☉ ». Астрономия и астрофизика . 625 : Л1. arXiv : 1904.04039 . Бибкод : 2019A&A...625L...1S . дои : 10.1051/0004-6361/201935296 .
- ^ Jump up to: а б с д и Ван Эк, С.; Йориссен, А. (1999). «Выборка S-звезд Хенизе. I. Дихотомия технеция». Астрономия и астрофизика . 345 : 127–136. arXiv : astro-ph/9903241 . Бибкод : 1999A&A...345..127В .
- ^ Jump up to: а б Йориссен, А.; Ван Эк, С.; Мэр, М.; Удри, С. (1998). «Информация об образовании S-звезд с низким содержанием бария и Tc из расширенной выборки орбитальных элементов». Астрономия и астрофизика . 332 : 877. arXiv : astro-ph/9801272 . Бибкод : 1998A&A...332..877J .
- ^ Холлис Р. Джонсон; Бен Цукерман (22 июня 1989 г.). Эволюция пекулярных красных гигантов . Коллоквиум МАС. Том. 106. Издательство Кембриджского университета. стр. 342–. ISBN 978-0-521-36617-5 .
- ^ Грёневеген, Массачусетский технический университет; Ван Ден Хук, LB; Де Йонг, Т. (1995). «Эволюция галактических углеродных звезд». Астрономия и астрофизика . 293 : 381. Бибкод : 1995A&A...293..381G .
- ^ Jump up to: а б с Рамстедт, С.; Шойер, Флорида; Олофссон, Х. (2009). «Околозвездное молекулярное излучение звезд AGB S-типа: темпы потери массы и содержание SiO». Астрономия и астрофизика . 499 (2): 515. arXiv : 0903.1672 . Бибкод : 2009A&A...499..515R . дои : 10.1051/0004-6361/200911730 . S2CID 17942939 .
- ^ Jump up to: а б Ферраротти, AS; Гейл, Х.-П. (2002). «Минералообразование в звездных ветрах» . Астрономия и астрофизика . 382 : 256–281. Бибкод : 2002A&A...382..256F . дои : 10.1051/0004-6361:20011580 .
- ^ Ван Белль, GT; Дайк, ХМ; Томпсон, Р.Р.; Бенсон, Дж.А.; Каннаппан, SJ (1997). «Измерения угловых размеров углеродных мир и звезд S-типа» . Астрономический журнал . 114 : 2150. Бибкод : 1997AJ....114.2150В . дои : 10.1086/118635 .
- ^ Ван Эк, С.; Йориссен, А.; Удри, С.; Мэр, М.; Пернье, Б. (1998). «Диаграмма S-звезд HIPPARCOS Герцшпрунга-Рассела: зондирующий нуклеосинтез и исследование». Астрономия и астрофизика . 329 : 971. arXiv : astro-ph/9708006 . Бибкод : 1998A&A...329..971В .
- ^ Аке, Томас Б.; Джонсон, Холлис Р.; Перри, Бенджамин Ф. (1988). «Спутники пекулярных красных гигантов: HR 363 и HR 1105». В ЕКА . 281 : 245. Бибкод : 1988ESASP.281a.245A .
- ^ Jump up to: а б Стивенсон, CB (1984). «Общий каталог галактических S-звезд – ED.2». Публикации обсерватории Уорнера и Сваси . 3 : 1. Бибкод : 1984PW&SO...3....1S .
- ^ Аке, Томас Б.; Джонсон, Холлис Р. (1988). «Белый карлик-компаньон звезды главной последовательности 4 Омикрона (1) Ориона и двойная гипотеза происхождения пекулярных красных гигантов» . Астрофизический журнал . 327 : 214. Бибкод : 1988ApJ...327..214A . дои : 10.1086/166183 .
- ^ Сато, К.; Куджи, С. (1990). «МК-классификация и фотометрия звезд, используемых для наблюдений времени и широты в Мизусаве и Вашингтоне». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 85 : 1069. Бибкод : 1990A&AS...85.1069S .
