Чи Лебедь
  | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Лебедь |
| Прямое восхождение | 19 час 50 м 33.92439 с [ 1 ] |
| Склонение | +32° 54′ 50.6097″ [ 1 ] |
| Apparent magnitude (V) | 3.3 – 14.2 [ 2 ] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | S6+/1e = MS6+ [ 3 ] (С6,2е – С10,4е [ 4 ] ) |
| U-B Индекс цвета | −0.30 – +0.98 [ 5 ] |
| B-V Индекс цвета | +1.56 – +2.05 [ 5 ] |
| Тип переменной | Mira [ 2 ] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | +1.60 [ 6 ] км/с |
| Собственное движение (μ) | ДАТА: -20.16 [ 1 ] мас / Декабрь: -38,34 [ 1 ] мас / |
| Параллакс (р) | 5,53 ± 1,10 мс [ 1 ] |
| Расстояние | 553 св. лет (169 [ 7 ] ПК ) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | −3.2 – +7.7 [ 8 ] |
| Подробности | |
| Масса | 2.1 +1.5 −0.7 [ 7 ] M ☉ |
| Радиус | 348 – 480 [ 7 ] R ☉ |
| Яркость | 6,000 – 9,000 [ 7 ] L ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | 0.49 [ 9 ] cgs |
| Температура | 2,441 – 2,742 [ 7 ] К |
| Металличность [Fe/H] | -1.00 [ 9 ] ловкость |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
Хи Лебедя (латинское от χ Лебедя) — переменная звезда Миры в созвездии Лебедя , а также звезда S-типа . Она находится на расстоянии около 500 световых лет.
χ Лебедя — асимптотическая звезда ветви гиганта , очень холодный и яркий красный гигант, приближающийся к концу своей жизни. было обнаружено, что это переменная звезда В 1686 году , и ее видимая визуальная величина варьируется от яркой 3,3 до тусклой 14,2, что соответствует коэффициенту яркости более 20 000. Невооруженным глазом он виден только в течение короткого периода времени вблизи каждого максимума.
История
[ редактировать ]
Флемстид записал, что его звезда 17 Лебедя была звездой χ Лебедя Байера . Предполагается, что χ в то время не было видно, но дополнительной информации нет, и несоответствие не было замечено до 1816 года. [ 10 ] Байер зарегистрировал χ Лебедя как звезду 4-й величины, предположительно близкой к максимальной яркости. [ 11 ]
Астроном Готфрид Кирх обнаружил переменность χ Лебедя в 1686 году. Исследуя эту область неба для наблюдений Новой Лисички , он заметил, что звезда, отмеченная как χ в атласе Uranometeria Байера , отсутствует. Он продолжал наблюдать за местностью и 19 октября 1686 года зафиксировал ее 5-ю звездную величину. [ 12 ]
Кирх рассматривал χ Cyg как регулярную переменную с периодом 404,5 дня, но быстро заметил, что и период, и амплитуда значительно менялись от цикла к циклу. Томас Дик , доктор юридических наук, пишет: [ 13 ]
«Период этой звезды был установлен Маральди и Кассини в 405 дней; но по средним данным наблюдений г-на Пигота он составляет всего 392 дня или самое большее 396-7/8 дней.«Подробности, относящиеся к этому, таковы:
«Оно расположено на перешейке [созвездия Лебедя] и почти на равном расстоянии от Беты и Гаммы , и к югу и западу от Денеба , на расстоянии около двенадцати градусов и отмечено Чи ».
- Когда он достигает своей полной яркости, он не претерпевает заметных изменений в течение двух недель.
- Оно составляет около трёх с половиной месяцев в возрастании от одиннадцатой величины до полного блеска и столько же в уменьшении; по этой причине его можно считать невидимым в течение шести месяцев.
- Он не всегда достигает одинаковой степени блеска, будучи иногда 5-й, а иногда и 7-й звездной величины.
Затем звезду наблюдали лишь спорадически до 19 века. Непрерывную последовательность наблюдений провели Аргеландер и Шмидт с 1845 по 1884 год. Это была первая серия наблюдений, показывающая минимумы вариаций блеска. С начала 20-го века за этим внимательно следили многочисленные наблюдатели. [ 14 ]
Самые ранние спектры χ Лебедя можно было получить только при максимальном освещении. Они показывают слабые линии поглощения с наложенными яркими линиями излучения. [ 15 ] и обычно его классифицировали как M6e при максимальной яркости. [ 16 ] После введения класса S χ Лебедя считалась промежуточной между классом M и классом S, например либо S5e, либо M6-M8e. [ 17 ] Более поздние более чувствительные спектры вблизи минимума дали спектральные классы уже в M10. [ 18 ] или S10,1e. [ 19 ] В соответствии с пересмотренной системой классификации звезд S, разработанной для лучшего отражения градации между звездами M и углеродными звездами, χ Лебедя в нормальном максимуме классифицировалась как S6 Zr2 Ti6 или S6+/1e, что считается эквивалентом MS6+. Спектральные типы на разных фазах изменения варьировались от S6/1e до S9/1-e, хотя измерений при минимальном блеске не проводилось. [ 3 ]
Мазеры SiO были обнаружены со стороны χ Лебедя в 1975 году. [ 20 ] Эмиссия H 2 O из атмосферы χ Лебедя была обнаружена в 2010 году, но мазеры H 2 O обнаружены не были. [ 21 ]
Вариативность
[ редактировать ]
χ Лебедя показывает одно из самых больших изменений видимой величины среди всех пульсирующих переменных звезд. [ 22 ] Наблюдаемые крайние значения составляют 3,3 и 14,2 соответственно, что означает изменение яркости более чем в 10 000 раз. [ 2 ] Средняя максимальная яркость составляет около 4,8 звездной величины, а средний минимум — около 13,4 звездной величины. Форма кривой блеска довольно постоянна от цикла к циклу, причем подъем более крутой, чем спад. Примерно на полпути от минимума к максимуму наблюдается «выброс», когда увеличение яркости временно замедляется, а затем очень быстро достигает максимума. [ 23 ] Более быстрый подъем и скачок являются общими чертами кривых блеска переменных Миры с периодами более 300 дней. [ 24 ] Время нарастания составляет 41–45% времени спада. [ 23 ]
Как максимальная, так и минимальная звездная величина значительно варьируются от цикла к циклу: максимумы могут быть ярче звездной величины 4,0 или слабее 6,0, а минимальные тусклее 14,0 звездной величины или ярче 11,0 звездной величины. Максимум 2015 года, возможно, был самым слабым из когда-либо наблюдаемых, едва достигнув звездной величины 6,5. [ 25 ] тогда как менее чем 10 годами ранее максимум 2006 года был самым ярким за более чем столетие и имел звездную величину 3,8. [ 26 ] Некоторые из предполагаемых самых ярких минимумов могут быть просто следствием неполного наблюдательного охвата. [ 12 ] Долгосрочные данные BAA и AAVSO показывают минимумы магнитуды примерно от 13 до 14 на протяжении всего 20 века. [ 23 ]
Период от максимума до максимума или от минимума до минимума непостоянен и может варьироваться до 40 дней в обе стороны от среднего значения. Средний период зависит от периода использованных наблюдений, но обычно принимается равным 408,7 дня. Есть некоторые свидетельства того, что средний период увеличился примерно на 4 дня за последние три столетия. Изменения периода на более коротких временных масштабах кажутся скорее случайными, чем циклическими, хотя возможно, что вековое увеличение периода не является линейным. Изменение периода значимо только при расчете с использованием максимумов, а не при использовании минимумов, которые доступны только для более поздних циклов. [ 12 ]
Наблюдается изменение спектрального класса при изменении блеска от S6 до S10. Самые ранние спектральные классы встречаются при максимальной яркости. После максимума сила эмиссионных линий начинает возрастать. Ближе к минимуму излучение становится очень сильным и появляется множество необычных запрещенных и молекулярных линий. [ 27 ]
Диаметр χ Лебедя можно измерить непосредственно с помощью интерферометрии . Наблюдения показывают, что диаметр варьируется примерно от 19 до 26 мсек. Изменения размеров почти синхронны с яркостью и спектральным классом. Наименьший размер наблюдается на фазе 0,94, то есть за 30 дней до максимума. [ 7 ]
Расстояние
[ редактировать ]χ Годовой параллакс Лебедя был рассчитан на уровне 5,53 мсек.сек. в новой обработке спутниковых данных Hipparcos , что соответствует расстоянию в 590 световых лет. Параллакс составляет всего лишь около четверти углового диаметра звезды. Статистическая погрешность составляет около 20%. [ 1 ]
Расстояние также можно определить путем сравнения изменений углового диаметра с измеренной лучевой скоростью в атмосфере. Это дает параллакс 5,9 мс с точностью, аналогичной прямому измерению, что соответствует расстоянию в 550 световых лет. [ 7 ]
Более ранние исследования обычно определяли меньшие расстояния, например 345, [ 28 ] 370, [ 29 ] или 430 световых лет. [ 30 ] Первоначальный параллакс, рассчитанный по измерениям Hipparcos, составил 9,43 мс, что указывает на расстояние в 346 световых лет. [ 31 ]
Сравнение видимой величины χ Лебедя с абсолютной величиной, рассчитанной на основе соотношения период-светимость, дает расстояние, совместимое с последними значениями параллакса. [ 7 ]
Характеристики
[ редактировать ]
χ Лебедя намного больше и холоднее Солнца, настолько велико, что, несмотря на низкую температуру, оно в тысячи раз ярче. Он пульсирует, причем радиус и температура меняются примерно в течение 409 дней. Температура варьируется от примерно 2400 К до примерно 2700 К, а радиус варьируется от примерно 350 R ☉ до 480 R ☉ . Эти пульсации заставляют светимость звезды изменяться примерно от 6000 L ☉ до 9 000 L ☉ , но из-за них визуальная яркость изменяется более чем на 10 звездных величин. [ 7 ] Огромный диапазон визуальных величин создается за счет смещения электромагнитного излучения из инфракрасного диапазона при повышении температуры и образования при низких температурах молекул, поглощающих визуальный свет. [ 32 ]
Визуальная величина звезды тесно коррелирует с изменениями спектрального класса и температуры. Радиус почти антикоррелирует с температурой. Минимальный радиус наступает примерно за 30 дней до максимальной температуры. Изменение болометрической светимости в первую очередь обусловлено изменением размера звезды: максимальная светимость наблюдается примерно за 57 дней до достижения максимального радиуса и самой низкой температуры. Светимость варьируется более чем на четверть цикла от визуальной яркости, то есть при максимальной светимости звезда тусклее, чем при минимальной. [ 7 ]
Массу изолированных звезд трудно определить точно. В случае χ Лебедя ее пульсации позволяют напрямую измерить ускорение гравитации слоев атмосферы. Измеренная таким образом масса равна 2,1 M ☉ . Применение эмпирического соотношения период/масса/радиус для звезд Мира к χ Лебедя дает массу 3,1 M ☉ . [ 7 ] χ Лебедя теряет массу со скоростью почти миллионной M ☉ каждый год из-за звездного ветра со скоростью 8,5 км/с. [ 33 ]
χ Лебедя обычно классифицируют как звезду S-типа из-за полос оксида циркония и оксида титана в ее спектре. По сравнению с другими S-звездами полосы ZrO слабые, а полосы VO видны, поэтому спектр иногда описывается как MS, промежуточный между нормальным M-спектром и S-типом. На нем также показаны спектральные линии элементов s-процесса , таких как технеций , естественным образом образующихся в звездах AGB, таких как переменные Миры. [ 34 ] [ 35 ] Звезды S представляют собой промежуточную фазу между звездами класса M, в атмосфере которых больше кислорода, чем углерода, и углеродными звездами, в атмосферах которых больше углерода. Углерод перемещается в атмосферу третьими выемками , которые происходят с помощью тепловых импульсов . У звезд S отношение C/O составляет от 0,95 до 1,05. [ 36 ] Отношение C/O в атмосфере χ Лебедя составляет 0,95, что соответствует ее статусу пограничной звезды S/MS. [ 28 ]
χ Лебедя — первая звезда Мира, у которой обнаружено магнитное поле. Считается, что очень слабое магнитное поле, обычно присутствующее в звездах AGB, усиливается ударной волной во время пульсаций атмосферы звезды. [ 37 ]
Эволюция
[ редактировать ]
χ Лебедя — светящийся переменный красный гигант на асимптотической ветви гигантов (AGB). Это означает, что гелий в его ядре исчерпан, но он недостаточно массивен, чтобы начать сжигать более тяжелые элементы, и в настоящее время он синтезирует водород и гелий в концентрических оболочках. [ 38 ] В частности, это касается термически пульсирующей части AGB (TP-AGB), которая возникает, когда гелиевая оболочка приближается к водородной оболочке, и испытывает периодические вспышки , поскольку на время прекращается синтез и накапливается новый материал из горящей водородной оболочки. [ 39 ]
Звезды AGB становятся ярче, крупнее и холоднее по мере того, как они теряют массу, а внутренние оболочки приближаются к поверхности. Потеря массы увеличивается по мере уменьшения массы, увеличения светимости и увеличения количества продуктов термоядерного синтеза на поверхности. Они «поднимаются» по AGB до тех пор, пока потеря массы не станет настолько сильной, что их температура начнет повышаться и они войдут в фазу после AGB, в конечном итоге становясь белыми карликами . [ 38 ]
Эволюция переменной Миры должна привести к увеличению ее периода, если предположить, что она остается в нестабильной области пульсаций. Однако эта вековая тенденция прерывается тепловыми импульсами. Эти тепловые импульсы происходят с интервалом в десятки тысяч лет, но теоретически они вызывают быстрые изменения периода в течение менее тысячи лет после импульса. Изменения периода, обнаруженные для χ Лебедя, наводят на мысль об окончании этого быстрого изменения после теплового импульса. Изменения периода между импульсами слишком медленны, чтобы их можно было обнаружить с помощью текущих наблюдений. [ 40 ] [ 41 ]
Тепловые импульсы на TP-AGB вызывают все более резкие изменения до конца фазы AGB. [ 41 ] Каждый импульс вызывает внутреннюю нестабильность, которая вызывает конвекцию от поверхности к водородной оболочке. Когда эта конвекционная зона становится достаточно глубокой, она перемещает продукты плавления из оболочки на поверхность. Это известно как третье дноуглубление, хотя третьих дноуглублений может быть несколько. Появление этих продуктов синтеза на поверхности ответственно за превращение М-звезды в S-звезду и, в конечном итоге, в углеродную звезду . [ 42 ]
Первоначальную массу и возраст звезды AGB трудно определить точно. Звезды промежуточной массы теряют относительно небольшую массу, менее 10%, до начала AGB, но имеют сильную потерю массы на AGB, особенно TP-AGB. Звезды с очень разными начальными массами могут демонстрировать на AGB очень схожие свойства. Звезде с первоначальной величиной 3 M ☉ потребуется около 400 миллионов лет, чтобы достичь AGB, затем около 6 миллионов лет, чтобы достичь TP-AGB, и провести один миллион лет в фазе TP-AGB. Он потеряет около 0,1 M ☉ перед TP-AGB и 0,5 M ☉ на TP-AGB. Углеродно-кислородное ядро размером 0,6 M ☉ станет белым карликом, а оставшаяся оболочка потеряется и, возможно, станет планетарной туманностью . [ 43 ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и ж Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В . дои : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID 18759600 .
- ^ 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 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 .
- ^ 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 .
- ^ Jump up to: а б Оджа, Т. (2011). «Фотоэлектрическая UBV-фотометрия переменных звезд, наблюдавшаяся в 1961–1999 годах». Журнал астрономических данных . 17 : 1. Бибкод : 2011JAD....17....1O .
- ^ Гончаров, Г.А. (2006). «Пулковская подборка лучевых скоростей 35 495 звезд Hipparcos в общей системе». Письма по астрономии . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Бибкод : 2006АстЛ...32..759Г . дои : 10.1134/S1063773706110065 . S2CID 119231169 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к Лакур, С.; Тибо, Э.; Перрен, Г.; Меймон, С.; Обуа, X.; Педретти, Э.; Риджуэй, Северная Каролина; Моннье, JD; Бергер, JP; Шуллер, Пенсильвания; Вудрафф, Х.; Понселе, А.; Ле Короллер, Х.; Миллан-Габе, Р.; Лакасс, М.; Трауб, В. (2009). «Пульсация χ Лебедя, полученная с помощью оптической интерферометрии: новый метод определения расстояния и массы звезд Мира». Астрофизический журнал . 707 (1): 632–643. arXiv : 0910.3869 . Бибкод : 2009ApJ...707..632L . дои : 10.1088/0004-637X/707/1/632 . S2CID 28966631 .
- ^ Бухаррабаль, В.; Планесас, П.; Дель Ромеро, А. (1987). «Мазерное излучение SiO в эволюционировавших звездах - связь с ИК-континуумом». Астрономия и астрофизика . 175 : 164. Бибкод : 1987A&A...175..164B .
- ^ Jump up to: а б Ву, Юэ; Сингх, HP; Прюньель, П.; Гупта, Р.; Колева, М. (2011). «Звездная спектральная библиотека Coudé-feed - параметры атмосферы». Астрономия и астрофизика . 525 : А71. arXiv : 1009.1491 . Бибкод : 2011A&A...525A..71W . дои : 10.1051/0004-6361/201015014 . S2CID 53480665 .
- ^ Хаген, Дж. Г. (1918). «О неценклатуре У Бутиса и χ Лебедя » Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 78 (9): 682. Бибкод : 1918MNRAS..78..682H . дои : 10.1093/mnras/78.9.682 .
- ^ Джон Байер; Кристофер Мангус; Александр Майр (1603 г.). Уранометрия: содержащие диаграммы астеризмормы Omnivm, нарисованные новым методом и выраженные в воздушных пластинках .
- ^ Jump up to: а б с Стеркен, Дж.; Бронс, Э.; Коэн, Дж. (1999). «К периоду истории Чи Лебедя». Астрономия и астрофизика . 342 : 167. Бибкод : 1999A&A...342..167S .
- ^ Томас Дик (1842 г.). Звездное небо и другие предметы, связанные с астрономией . Эдвард К. Биддл.
- ^ Стеркен, К.; Броенс, Э. (1998). «Долгосрочные оценки визуальной величины переменной Миры хи Лебедя. I. 1686–1900». Журнал астрономических данных . 4 (7): 7. Бибкод : 1998JAD.....4....7S .
- ^ Эберхард, Г. (1903). «О спектре и лучевой скорости Чи Лебедя» . Астрофизический журнал . 18 : 198. Бибкод : 1903ApJ....18..198E . дои : 10.1086/141061 .
- ^ Меррилл, PW (1923). «Лучевые скорости длиннопериодических переменных звезд». Астрофизический журнал . 58 : 215. Бибкод : 1923ApJ....58..215M . дои : 10.1086/142776 .
- ^ Дэвис, Дороти Н. (1934). «Спектральная последовательность звезд класса S». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 46 (273): 267. Бибкод : 1934PASP...46..267D . дои : 10.1086/124485 .
- ^ Кэмерон, DM; Нассау, Джей-Джей (1955). «Классификация поздних звезд M-типа по спектрам низкой дисперсии в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 122 : 177. Бибкод : 1955ApJ...122..177C . дои : 10.1086/146066 .
- ^ Кинан, Филип К. (1954). «Классификация звезд S-типа». Астрофизический журнал . 120 : 484. Бибкод : 1954ApJ...120..484K . дои : 10.1086/145937 .
- ^ Снайдер, Ле; Буль, Д. (1975). «Обнаружение новых звездных источников колебательно-возбужденного мазерного излучения монооксида кремния на длине волны 6,95 миллиметров» . Астрофизический журнал . 197 : 329. Бибкод : 1975ApJ...197..329S . дои : 10.1086/153517 .
- ^ Юсттанонт, К.; Дечин, Л.; Шойер, Флорида; Меркер, М.; Олофссон, Х.; Бухаррабаль, В.; Марстон, AP; Тейсье, Д.; Алколеа, Дж.; Черникаро, Дж.; Доминик, К.; Де Котер, А.; Мельник, Г.; Ментен, К.; Нойфельд, Д.; Планесас, П.; Шмидт, М.; Щерба, Р.; Уотерс, Р.; Де Граау, Т.; Уайборн, Н.; Финн, Т.; Хельмих, Ф.; Зибертц, О.; Шмюллинг, Ф.; Оссенкопф, В.; Лай, Р. (2010). «Предварительный просмотр HIFI теплого молекулярного газа вокруг χ Лебедя: первое обнаружение эмиссии H2O в направлении звезды AGB S-типа» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 521 : Л6. arXiv : 1007.1536 . Бибкод : 2010A&A...521L...6J . дои : 10.1051/0004-6361/201015092 . S2CID 119093716 .
- ^ Ло, Кентукки; Бечис, КП (1977). «Переменные выбросы CO 2,6 млн от Чи Лебедя и Миры». Астрофизический журнал . 218 : Л27. Бибкод : 1977ApJ...218L..27L . дои : 10.1086/182569 .
- ^ Jump up to: а б с Гривз, Джон. «Чи Лебедь» .
- ^ Маттеи, Джанет Акюз (1997). «Знакомство с переменными Mira». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 25 (2): 57. Бибкод : 1997JAVSO..25...57M .
- ^ «Чи Лебедь - Самый слабый и величайший» (PDF) . Проверено 29 сентября 2016 г.
- ^ «Почему Чи Циг исчезает» (PDF) . Проверено 29 сентября 2016 г.
- ^ Хербиг, Джордж Х. (1956). «Идентификация гидрида алюминия как излучателя ярких линий, наблюдаемых в почти минимальном свете χ Лебедя». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 68 (402): 204. Бибкод : 1956PASP...68..204H . дои : 10.1086/126916 .
- ^ Jump up to: а б Дуари, Д.; Хэтчелл, Дж. (2000). «HCN во внутренней оболочке Чи Лебедя». Астрономия и астрофизика . 358 : Л25. arXiv : astro-ph/0006188 . Бибкод : 2000A&A...358L..25D .
- ^ Штейн, Джон В. (1991). «Многоканальные параллаксы эволюционировавших звезд на основе астрометрических фотометров - Хи Лебедя, 51 Андромеды и OP Андромеды» . Астрофизический журнал . 377 : 669. Бибкод : 1991ApJ...377..669S . дои : 10.1086/170394 .
- ^ Хинкль, К.Х.; Холл, ДНБ; Риджуэй, Северная Каролина (1982). «Инфракрасная спектроскопия временных рядов переменной Миры Чи Лебедя» . Астрофизический журнал . 252 : 697. Бибкод : 1982ApJ...252..697H . дои : 10.1086/159596 .
- ^ Перриман, MAC; Линдегрен, Л.; Ковалевский Ю.; Хог, Э.; Бастиан, У.; Бернакка, Польша; Крезе, М.; Донати, Ф.; Гренон, М.; Рост, М.; Ван Леувен, Ф.; Ван дер Марель, Х.; Миньяр, Ф.; Мюррей, Калифорния; Ле Пул, РС; Шрийвер, Х.; Турон, К.; Ареноу, Ф.; Фрешле, М.; Петерсен, CS (1997). «Каталог HIPPARCOS». Астрономия и астрофизика . 323 : Л49. Бибкод : 1997A&A...323L..49P .
- ^ Рид, MJ; Голдстон, Дж. Э. (2002). «Как переменные Mira меняют визуальный свет в тысячу раз». Астрофизический журнал . 568 (2): 931. arXiv : astro-ph/0106571 . Бибкод : 2002ApJ...568..931R . дои : 10.1086/338947 . S2CID 15339115 .
- ^ Гуандалини, Р. (2010). «Инфракрасная фотометрия и эволюция теряющих массу звезд AGB. III. Скорость потери массы звезд MS и S». Астрономия и астрофизика . 513 : А4. arXiv : 1002.2458 . Бибкод : 2010A&A...513A...4G . дои : 10.1051/0004-6361/200911764 . S2CID 119193286 .
- ^ Меррилл, Пол В. (1947). «Постмаксимальный спектр χ Лебедя». Астрофизический журнал . 106 : 274. Бибкод : 1947ApJ...106..274M . дои : 10.1086/144958 .
- ^ Ванчер, Эндрю Д.; Валлерстайн, Джордж; Браун, Джеффри А.; Базан, Грант (1991). «Содержание TC и родственных ему элементов в звездах типов M, MS и S» . Астрофизический журнал . 381 : 278. Бибкод : 1991ApJ...381..278В . дои : 10.1086/170649 .
- ^ Шойер, Флорида; Меркер, М.; Юсттанонт, К.; Олофссон, Х.; Блэк, Дж. Х.; Дечин, Л.; Де Котер, А.; Уотерс, Р. (2011). «Химический перечень звезды AGB S-типа χ Лебедя, основанный на наблюдениях Гершеля / HIFI за околозвездным линейным излучением. Важность не-ЛТР химических процессов в динамической области» . Астрономия и астрофизика . 530 : А83. Бибкод : 2011A&A...530A..83S . дои : 10.1051/0004-6361/201116597 .
- ^ Заяц, А.; Орьер, М.; Фабас, Н.; Жилле, Д.; Херпин, Ф.; Константинова-Антова Р.; Пети, П. (2014). «Поиск поверхностных магнитных полей у звезд Миры. Первое обнаружение в χ Лебедя». Астрономия и астрофизика . 561 : А85. arXiv : 1310.4379 . Бибкод : 2014A&A...561A..85L . дои : 10.1051/0004-6361/201322826 . S2CID 119205800 .
- ^ Jump up to: а б Мариго, П.; Брессан, А.; Чиози, К. (1996). «Фаза TP-AGB: новая модель». Астрономия и астрофизика . 313 : 545. Бибкод : 1996A&A...313..545M .
- ^ Мариго, П.; Жирарди, Л. (2007). «Эволюция асимптотических звезд ветви гигантов. I. Обновленные синтетические модели TP-AGB и их базовая калибровка». Астрономия и астрофизика . 469 (1): 239–263. arXiv : astro-ph/0703139 . Бибкод : 2007A&A...469..239M . дои : 10.1051/0004-6361:20066772 . S2CID 15412621 .
- ^ Темплтон, MR; Маттеи, Дж.А.; Уилсон, Луизиана (2005). «Вековая эволюция в переменных пульсациях Миры». Астрономический журнал . 130 (2): 776–788. arXiv : astro-ph/0504527 . Бибкод : 2005AJ....130..776T . дои : 10.1086/431740 . S2CID 359940 .
- ^ Jump up to: а б Перси, Джон Р.; Ау, Винни В.-Ю. (1999). «Долговременные изменения звезд Миры. II. Поиск изменений эволюционного периода в звездах Миры» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (755): 98. Бибкод : 1999PASP..111...98P . дои : 10.1086/316303 .
- ^ Бутройд, Арнольд И.; Сакманн, И.-Юлиана; Ахерн, Шон К. (1993). «Предотвращение образования углеродных звезд высокой светимости путем сжигания на горячем дне». Астрофизический журнал . 416 : 762. Бибкод : 1993ApJ...416..762B . дои : 10.1086/173275 .
- ^ Форестини, М; Шарбоннель, К. (1997). «Нуклеосинтез легких элементов внутри термически пульсирующих звезд AGB: I. Случай звезд промежуточной массы». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 123 (2): 241. arXiv : astro-ph/9608153 . Бибкод : 1997A&AS..123..241F . дои : 10.1051/aas:1997348 . S2CID 56088835 .