Хи Лебед

Од Википедија — слободната енциклопедија
χ Лебед
Местоположбата на χ Лебед (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Лебед
Ректасцензија 19ч 50м &1000000000339243900000033,92439с[1]
Деклинација +32° 54′ &1000000000050609700000050,6097″[1]
Прив. величина (V) 3,3 – 14,2[2]
Особености
Спектрален тип S6+/1e = MS6+[3] (S6,2e – S10,4e[4])
U−B Боен показател −0,30 – +0,98[5]
B−V Боен показател +1,56 – +2,05[5]
Променлив тип Мирида[2]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)+1,60[6] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: -20,16[1] млс/г
Дек.: -38,34[1] млс/г
Паралакса (π)5,53 ± 1,10[1] млс
Оддалеченост553 сг
(169[7] пс)
Апсолутна величина (MV)−3,2 – +7,7[8]
Податоци
Маса2,1+1,5
−0,7[7] M☉
Полупречник348 – 480,[7] 737[9] R☉
Површ. грав. (log g)0,49[10]
Сјајност6.000 – 9.000[7] L☉
Температура2.441 – 2.742[7] K
Други ознаки
χ Cyg, Chi Cyg, HD 187796, BD+32°3593, HIP 97629, HR 7564, SAO 68943
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Хи Лебед или χ Лебед — мирида во северното соѕвездие Лебед, а воедно и ѕвезда од типот S. Се наоѓа на растојание од околу 500 светлосни години.

χ Лебед е ѕвезда на асимптотската гранка на џинови, ладен и сјаен црвен џин, кој е при крајот на својот развој. Забележано е дека станува збор за променлива ѕвезда во 1686 година со величина која се менува од 3,3 до 14,2.

Историја[уреди | уреди извор]

Приказ на соѕвездието Лебед во Ураниино огледало, при што χ Лебед е означена како променлива ѕвезда.

Флемстед забележал дека неговата ознака 17 Лебед е Бајеровата χ Лебед. Се претпоставува дека χ не била видлива во тој период, но не постојат дополнителни информации и отстапувањето не било забележано сè до 1816 година.[11] Бајер ја означил χ Лебед како ѕвезда со величина 4, односно скоро при најголемата сјајност.[12]

Астрономот Готфрид Кирх ја забележал променливоста на χ Лебед во 1686 година. Кога ја истражувал таа област од небото набљудувајќи ја Нова Лисица, забележал дека недостасува ѕвездата со ознака χ во Бајеровиот Уранометриски атлас. Тој продолжил да ја набљудува областа и на 19 октомври 1686 година ја забележал при величина 5.[13]

Кирх ја сметал χ Лебед како вообичаена променлива со период од 404,5 денови, но набрзо се заклучило дека и периодот и амплитудата значително се менувале од циклус до циклус. Томас Дик, запишал:[14]

„Периодот на ѕвездата од страна на Маралди и Касини е означен како 405 денови, но од средните набљудувања на господинот Пиго, излегува дека истиот е 392, или најмноги 396-7/8 денови“.

"Особеностите кои се забележани се:

  1. Кога постигнува максимална сјајност, не се забележува значителна промена во текот на две недели.
  2. Потребни се три и половина месеци за да се зголеми сјаноста од величина 11 до максималната сјајност, и истиот период за намалување на сјајноста; и од оваа причина истата не може да се набљудува во период од 6 месеци.
  3. Не секогаш ја постигнува истата сјајност, понекогаш е со величина 5 а понекогаш со величина 7“.

„Се наоѓа на вратот на [соѕвездието Лебед], и е скоро на еднакво растојание од Бета и Гама, и југозападно од Денеб, на растојание од дванаесет степени, и ја има ознаката Хи“.

По овој период ѕвездата била забележувана спорадично сè до XIX век. Биле направен низа на набњудувања од страна на Аргеландер и Шмид од 1845 до 1884 година. Овие биле првите низи на набљудувања кои го покажувале минимумот на промената на сјајноста. Од пшочетокот на XX век, била набљудувана од голем број на астрономи.[15]

Првиот спектар на χ Лебед cможел да се сними само при максимална сјајност. Биле забележани слаби впивни линии, препоклопени со сјајни оддавни линии,[16] и вообичаено се класифицирала како M6e при максимална сјајност.[17] Откако е воведена класата S, χ Лебед се сметала за премин меѓу класите M и S, на пример не е ниту S5e или M6-M8e.[18] Подоцна попрецизните спектри при минимална сјајност дале дека е всушност M10[19] или S10,1e.[20] Според изменетиот систем за класификација за ѕвездите од типот S, осмислен на начин за подобро да ги прикаже разликите меѓу ѕвездите од класта M и јаглеродните ѕвезди, χ Лебед при нормален максимум била класифицирана како S6 Zr2 Ti6 или S6+/1e, што е пак исто со MS6+. Спектралните типови при различните фази на промена се движат од S6/1e до S9/1-e но сепак не се направени мерења при минимална сјајност.[3]

Во 1975 година од χ Лебед се забележани SiO масери.[21] Во 2010 година забележани се оддавни линии на H2O во атмосферата, но не се забележани H2O масери.[22]

Променливост[уреди | уреди извор]

Светлинската крива на χ Лебед од 2006 до 2010 година.

χ Лебед ја поседува една од најголемите промени на привидната ѕвездена величина од останатите пулсирачки променливи ѕцезди.[23] Набљудуваните крајни вредности се соодветно 3,3 и 14,2, промена на светлината која е за 10.000 пати поголема.[2] Средната максимална сјајност е околу 4,8, средната минимална вредност е околу 13,4. Обликот на светлинската крива е скоро непроменлив од циклус до циклус, при што растот е побрз од падот на сјајноста. Постои и „џумка“ приближно насредина меѓу минимумот и максимумот, при што сјајноста се зголемува повремено и запира и по ова нагло нараснува до максималната вредност.[24] Брзиот раст и испакнатоста се вообичаени одлики восветлинските криви на Миридите со периоди подолги од 300 денови.[25] Временскиот период на растот е 41–45% од временскиот период на падот на сјајноста.[24]

И максималната и минималната величина се менуваат од циклус до циклус: максимумите можат да имаат величини од 4,0-6,0, додека пак минимумите може да имаат величини кои се движат од 14,0-11,0. Максималната вредност во 2015 година најверојатно е најниската вредност кој некогаш е набљудувана, едвај достигнувајќи величина 6,5,[26] додека пак пред 10 години максималната вредност во 2006 година била најсјајната во векот и изнесувала 3,8.[27] Некои од претпоставените најсјајни минимуми, можно е да се такви од причина што не се доволно набљудувани.[13] Долгорочно добиените податоци од БАЗ и ААВСО укажуваат дека минималните вредности постојано се движат меѓу величини 13 и 14 во текот на XX век.[24]

Периодот од максимум или минимум до минимум се менува, и тоа до 40 денови од која и да е страна на средната вредност. Средниот период зависи од периодот на направените набљудувања, но воопшто е околу 408,7 денови. Постојат докази дека средниот период се зголемил за 4 денови во текот на три века. Промените во периодот во пократки временски интервали се навидум случајни, односно не се циклични, иако постои можност за тоа дека зголемувањето на периодот не е линиски. Промената на периодот е значајна кога се пресметува со употреба на максималните вредности избегнувајќи ги минималните вредности кои биле достапни за мерење во последните циклуси.[13]

Спектралниот тип кој се набљудува за време на промените на сјајноста се менува од S6 до S10. Ппрвиот спектрален тип се набљудува при максимална сјајност. По максималната вредност, јачината на оддавните линии започнува да се зголемува. Кога е во близина на минимумот, оддавните линии стануваат многу изразени и се забележуваат многубројни невообичаени забранети и молекуларни линии.[28]

Пречникот на χ Лебед може директно да се измери со употреба на интерферометрија. Набљудувањата покажуваат дека пречникот се менува од околу 19 mas до 26 mas. Промената на големината е скоро во фаза со сјајноста и спектралниот тип. Нај,алата големина е набљудувана при фаза 0,94, што пак е за 30 дена пред максималната големина.[7]

Растојание[уреди | уреди извор]

Годишната ѕвездена паралакса на χ Лебед е преметана и изнесува 5,53 mas според новите вредности добиени од сателитските податоци на Хипаркос, што пак е еднакво на растојание од 590 светлосни години. Паралаксата е околу една четвртина од аголниот пречник на ѕвездата. Статистичката грешка се движи до околу 20%.[1]

растојанието исто така може да се определи и спредба на промените во аголниот пречник со измерената радијална брзина на атмосферата. На овој начин се добива паралакса од 5,9 mas штое блиска вредност со онаа од паралаксата и се добива растојание од 550 светлосни години.[7]

Постари истражувања општо даваат помали растојанија од околу 345,[29] 370,[30] или 430 светлосни години.[31] Првичната паралакса пресметана од страна на Хипаркос беше 9,43 mas, што пак одговара на 346 светлосни години.[32]

Споредувајќи ја привидната ѕвездена величнина на χ Лебед со апсолутната величина пресметана од односот на период-сјајноста што пак дава растојание прближно исто со она добиено од најновите мерења на паралаксата.[7]

Својства[уреди | уреди извор]

Промени во видливата свездена величина, температура, полупречник и болометриската сјајност како што пулсира χ Лебед.

χ Лебед е многу поголема и поладна ѕвезда од Сонцето, толку е поголема што е илијадници пати посјајна и покрај малата температура. Таа пулсира, како во полупречникот така и во температурата во период приближен на 409 денови. температурата се менува од околу 2.400 K до околу 2.700 K а пак полупречникот се менува од 350 R☉ до 480 R☉. Овие пулсирања предизвикуваат сјајноста на ѕвездата да се менува од околу 6,000 L☉ до 9,000 L☉, што пак придонесува привидната ѕвездена величина се менува за цели 10 величини.[7] Големата промена во величината се создава од промената на електромагнетното зрачење од инфрацрвеното подрачје како што температурата се зголемува, и од молекулите кои при ниски температури ја впиваат видливата светлина.[33]

Видливата величина на ѕвездата е близу поврзана со промените во спектралниот тип и температурата. Полупречникот е во обратнопропорциналност со температурата. Минималниот полупречник е во период приближно 30 дена пред максималната температура. Промената на болометриската сјајност е воглавно предводена од промената на големината на ѕвездата, кога максималната сјајност настапува 57 денови пред да се постигнат максималниот полупречник и најниската температура. Сјајноста се менува за 1/4 циклус зад видливата сјајност, што значи дека ѕвездата е потемна при максималната сјајност отколку при минималната сјајност.[7]

Процената на масата на осамените ѕвезди е тешко прецизно да се одреди. Во случајот на χ Лебед, нејзините пулсирања даваат начин директно да се измери гравитационот забрзување во слоевите на атмосферата. Масата измерена на овој начин изнесува 2.1 M☉. Со примена на емпириски однос период/маса/полупречник за Миридите како што е χ Лебед се добива маса од 3.1 M☉.[7] χ Лебед губи маса со стапка од приближно милионити дел M☉ секоја година преку ѕвезден ветер од 8,5 км/с.[34]

χ Лебед вообичаено се класифицира како S-тип поради постоењето на линии на циркониум оксид и титан оксид во спектарот. Споредено со останатите S ѕвезди, ZrO линиите се слаби и се забележуваат линиите од VO, и од оваа причина понекогаш спектраот се опишува и како MS, преодност меѓу нормалниот M спектар и оној од S-типот. Исто така се забележуваат и спектрални линии од елементите при s-процесот, како што се технециум, кој природно се добива кај ѕвездите од АГЏ, како што се Миридите.[35][36] S-ѕвездите се во меѓуфаза меѓу M-ѕвезди чија атмосфера изобилува со кислород и јаглерод, и јаглеродните ѕвезди кои имаат поголеми количества на јаглерод во атмосферата. Јаглеродот пристигнува во атмосферата преку трето исцрпување предизвикано од топлинските пулсирања. S-ѕвездите имаат C/O односи меѓу 0,95 и 1,05.[37] Односот C/O во атмосферата на χ Лебед изнесува 0,95, што е во согласност со граничната вредност за S/MS-ѕвезда.[29]

χ Лебед е првата Мирида со забележано магнетно поле. Се верува дека многу слабото магнетно поле кое нормално се забележува кај ѕвездите на АГЏ е засилено од ударните бранови завреме на пулсирањата на ѕвездената атмосфера.[38]

Развој[уреди | уреди извор]

Развојниот пат на средномасивна ѕвезда слична на χ Лебед.

χ Лебед е сјаен и променлив црвен џин на асимптотската гранка на џинови (АГЏ). Ова значи дека во јадрото е согорен хелиумот, но не е доволно масивна ѕвезда за да започне процесот на согорување на потешките елементи и во моментот се соединува бодородот и хелиумот во слоевите над јадрото.[39] Поточно ѕвездата е во делот на асимптотската гранка на џинови кои топлински пулсираат (ТП-АГЏ), што се должи на фактот што хелиумовата обвивка е блиску до водородната обвивка и подлежи на периодични блесоци како што застанува соединувањето и се насобира нов материјал од слојот во кој се одвива согорувањето на водородот.[40]

Ѕвездите на АГЏ стануваат посјајни, поголеми и поладни, како што ја губат масата и внатрешните слоеви се придвижуваат поблиску до површината. Загуба на маса се зголемува како што се намалува масата и притоа се зголемува сјајноста и поголемиот дел од производите на соединувањето се исфрлени од површината. Овој вид на ѕвезди ќе остане на АГЏ сè додека загубата на маса не стане доволно голема за тие да започнат да си ја зголемуваат температурата и да навлезат во фазата по АГЏ, и на крај на развојот да постанат бело џуџе.[39]

Со текот на развојот на Миридите ќе им се зголемува периодот, под претпоставка дека ќе остане во нестабилната област на пулсирања. Сепак, овој процес е прекинат од топлинските пулсирања. Овие топлински пулсирања се случуваат на временски периоди од десетици илјади години, но се претпоставува дека придонесуваат за брзи периодични промени за помалку од илијадници годинипо пулсот. Периодичните премини кај χ Лебед се наговестителни при крајот на брзата промена од топлинскиот пулс. Промените на периодот меѓу пулсирањата се премногу спори за да се набљудуваат со моменталните расположливи средства.[41][42]

Топлинските пулсеви на ТП-АГЏ постпено придонесуваат за подраматични промени сè до крајот на фазата на АГЏ.[42] Секој од пулсевите предизвикува внатрешна нестабилност што предизвикува струење од површината кон вовородниот слој. Кога оваа струјна зона доволно ќе се продлабочи, ги придвижува фузионите производи од обвивката до површината. Ова е познато како трето исцрпување иако можно е да има повеќе трети исцрпувања. Појавата на овие фузиони производи на површината е причината за промената на ѕвездта од M во S-тип, и на крајот да стане јаглеродна ѕвезда.[43]

Почетната маса и старост на ѕвездите на АГЏ не може прецизно да се определи. Ѕвездите со средна маса губат релативно мала маса, помалку од 10%, сè до стартот на АГЏ-фазта, но загубата на маса се зголемува во АГЏ-фазата, особено при ТП-АГЏ-фазата. Ѕвезди со различни почетни маси имаат многу слични својтва при АГЏ-фазата. На ѕвезда со почетна маса од 3 M☉ ќе и бидат потребни 400 милиони години за да навлезе во АГЏ-фазата, па околу 6 милиони години за да ја постигне ТП-АГЏ-фазата и ќе помине милион години во оваа фаза. Ќе загуби околу 0.1 M☉ пред ТП-АГЏ и 0.5 M☉ за време на ТП-АГЏ. ЈАглеродно-кислородното јадро со маса од 0.6 M☉ ќе стане бело џуџе и останатите слоеви ќе бидат исфрлени и ќе постанат планетарна маглина.[44]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 Van Leeuwen, F. (2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  3. ↑ 3,0 3,1 Keenan, P. C.; Boeshaar, P. C. (1980). „Spectral types of S and SC stars on the revised MK system“. Astrophysical Journal Supplement Series. 43: 379. Bibcode:1980ApJS...43..379K. doi:10.1086/190673.
  4. ↑ Keenan, Philip C.; Garrison, Robert F.; Deutsch, Armin J. (1974). „Revised Catalog of Spectra of Mira Variables of Types ME and Se“. Astrophysical Journal Supplement. 28: 271. Bibcode:1974ApJS...28..271K. doi:10.1086/190318.
  5. ↑ 5,0 5,1 Oja, T. (2011). „Photoelectric UBV photometry of variable stars observed during the years 1961–1999“. The Journal of Astronomical Data. 17: 1. Bibcode:2011JAD....17....1O.
  6. ↑ Gontcharov, G. A. (2006). „Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system“. Astronomy Letters. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL...32..759G. doi:10.1134/S1063773706110065.
  7. ↑ 7,00 7,01 7,02 7,03 7,04 7,05 7,06 7,07 7,08 7,09 7,10 Lacour, S.; Thiébaut, E.; Perrin, G.; Meimon, S.; Haubois, X.; Pedretti, E.; Ridgway, S. T.; Monnier, J. D.; Berger, J. P.; Schuller, P. A.; Woodruff, H.; Poncelet, A.; Le Coroller, H.; Millan-Gabet, R.; Lacasse, M.; Traub, W. (2009). „The Pulsation of χ Cygni Imaged by Optical Interferometry: A Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars“. The Astrophysical Journal. 707 (1): 632–643. arXiv:0910.3869. Bibcode:2009ApJ...707..632L. doi:10.1088/0004-637X/707/1/632.
  8. ↑ Bujarrabal, V.; Planesas, P.; Del Romero, A. (1987). „SiO maser emission in evolved stars – Relation to IR continuum“. Astronomy and Astrophysics. 175: 164. Bibcode:1987A&A...175..164B.
  9. ↑ De Beck, E.; Decin, L.; De Koter, A.; Justtanont, K.; Verhoelst, T.; Kemper, F.; Menten, K. M. (2010). „Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles. II. CO line survey of evolved stars: Derivation of mass-loss rate formulae“. Astronomy and Astrophysics. 523: A18. arXiv:1008.1083. Bibcode:2010A&A...523A..18D. doi:10.1051/0004-6361/200913771.
  10. ↑ Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. (2011). „Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters“. Astronomy and Astrophysics. 525: A71. arXiv:1009.1491. Bibcode:2011A&A...525A..71W. doi:10.1051/0004-6361/201015014.
  11. ↑ Hagen, J. G. (1918). „On the noncenclature of U Bootis and χ Cygni“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 78 (9): 682. Bibcode:1918MNRAS..78..682H. doi:10.1093/mnras/78.9.682.
  12. ↑ Johann Bayer; Christophorus Mangus; Alexander Mair (1603). Uranometria: Omnivm Asterismorvm Continens Schemata, Nova Methodo Delineata, Aereis Laminis Expressa.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 Sterken, C.; Broens, E.; Koen, C. (1999). „On the period history of chi Cygni“. Astronomy and Astrophysics. 342: 167. Bibcode:1999A&A...342..167S.
  14. ↑ Thomas Dick (1842). The sidereal heavens and other subjects connected with astronomy. Edward C. Biddle.
  15. ↑ Sterken, C.; Broens, E. (1998). „Long-term visual magnitude estimates of the Mira variable chi Cygni. I. 1686–1900“. The Journal of Astronomical Data. 4 (7): 7. Bibcode:1998JAD.....4....7S.
  16. ↑ Eberhard, G. (1903). „On the spectrum and radial velocity of chi Cygni“. Astrophysical Journal. 18: 198. Bibcode:1903ApJ....18..198E. doi:10.1086/141061.
  17. ↑ Merrill, P. W. (1923). „The radial velocities of long-period variable stars“. Astrophysical Journal. 58: 215. Bibcode:1923ApJ....58..215M. doi:10.1086/142776.
  18. ↑ Davis, Dorothy N. (1934). „The Spectral Sequence in Stars of Class S“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 46 (273): 267. Bibcode:1934PASP...46..267D. doi:10.1086/124485.
  19. ↑ Cameron, D. M.; Nassau, J. J. (1955). „Classification of Late M-Type Stars from Low-Dispersion Spectra in the Near Infrared“. Astrophysical Journal. 122: 177. Bibcode:1955ApJ...122..177C. doi:10.1086/146066.
  20. ↑ Keenan, Philip C. (1954). „Classification of the S-Type Stars“. Astrophysical Journal. 120: 484. Bibcode:1954ApJ...120..484K. doi:10.1086/145937.
  21. ↑ Snyder, L. E.; Buhl, D. (1975). „Detection of new stellar sources of vibrationally excited silicon monoxide maser emission at 6.95 millimeters“. Astrophysical Journal. 197: 329. Bibcode:1975ApJ...197..329S. doi:10.1086/153517.
  22. ↑ Justtanont, K.; Decin, L.; Schöier, F. L.; Maercker, M.; Olofsson, H.; Bujarrabal, V.; Marston, A. P.; Teyssier, D.; Alcolea, J.; Cernicharo, J.; Dominik, C.; De Koter, A.; Melnick, G.; Menten, K.; Neufeld, D.; Planesas, P.; Schmidt, M.; Szczerba, R.; Waters, R.; De Graauw, Th.; Whyborn, N.; Finn, T.; Helmich, F.; Siebertz, O.; Schmülling, F.; Ossenkopf, V.; Lai, R. (2010). „A HIFI preview of warm molecular gas around χ Cygni: First detection of H2O emission toward an S-type AGB star“ (PDF). Astronomy and Astrophysics. 521: L6. arXiv:1007.1536. Bibcode:2010A&A...521L...6J. doi:10.1051/0004-6361/201015092.
  23. ↑ Lo, K. Y.; Bechis, K. P. (1977). „Variable 2.6 MM CO emission from Chi Cygni and Mira“. Astrophysical Journal. 218: L27. Bibcode:1977ApJ...218L..27L. doi:10.1086/182569.
  24. ↑ 24,0 24,1 24,2 Greaves, John. „Chi Cygni“.
  25. ↑ Mattei, Janet Akyuz (1997). „Introducing Mira Variables“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 25 (2): 57. Bibcode:1997JAVSO..25...57M.
  26. ↑ „Chi Cygni - The faintest maximum“ (PDF). Посетено на 2016-09-29.
  27. ↑ „Why Chi Cyg fades“ (PDF). Посетено на 2016-09-29.
  28. ↑ Herbig, George H. (1956). „Identification of Aluminum Hydride as the Emitter of Bright Lines Observed in χ Cygni Near Minimum Light“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 68 (402): 204. Bibcode:1956PASP...68..204H. doi:10.1086/126916.
  29. ↑ 29,0 29,1 Duari, D.; Hatchell, J. (2000). „HCN in the inner envelope of chi Cygni“. Astronomy and Astrophysics. 358: L25. arXiv:astro-ph/0006188. Bibcode:2000A&A...358L..25D.
  30. ↑ Stein, John W. (1991). „Multichannel astrometric photometer-based parallaxes of evolved stars – Chi Cygni, 51 Andromedae, and OP Andromedae“. Astrophysical Journal. 377: 669. Bibcode:1991ApJ...377..669S. doi:10.1086/170394.
  31. ↑ Hinkle, K. H.; Hall, D. N. B.; Ridgway, S. T. (1982). „Time series infrared spectroscopy of the Mira variable Chi Cygni“. Astrophysical Journal. 252: 697. Bibcode:1982ApJ...252..697H. doi:10.1086/159596.
  32. ↑ Perryman, M. A. C.; Lindegren, L.; Kovalevsky, J.; Hoeg, E.; Bastian, U.; Bernacca, P. L.; Crézé, M.; Donati, F.; Grenon, M.; Grewing, M.; Van Leeuwen, F.; Van Der Marel, H.; Mignard, F.; Murray, C. A.; Le Poole, R. S.; Schrijver, H.; Turon, C.; Arenou, F.; Froeschlé, M.; Petersen, C. S. (1997). „The HIPPARCOS Catalogue“. Astronomy and Astrophysics. 323: L49. Bibcode:1997A&A...323L..49P.
  33. ↑ Reid, M. J.; Goldston, J. E. (2002). „How Mira Variables Change Visual Light by a Thousandfold“. The Astrophysical Journal. 568 (2): 931. arXiv:astro-ph/0106571. Bibcode:2002ApJ...568..931R. doi:10.1086/338947.
  34. ↑ Guandalini, R. (2010). „Infrared photometry and evolution of mass-losing AGB stars. III. Mass loss rates of MS and S stars“. Astronomy and Astrophysics. 513: A4. arXiv:1002.2458. Bibcode:2010A&A...513A...4G. doi:10.1051/0004-6361/200911764.
  35. ↑ Merrill, Paul W. (1947). „The Postmaximum Spectrum of χ Cygni“. Astrophysical Journal. 106: 274. Bibcode:1947ApJ...106..274M. doi:10.1086/144958.
  36. ↑ Vanture, Andrew D.; Wallerstein, George; Brown, Jeffrey A.; Bazan, Grant (1991). „Abundances of TC and related elements in stars of type M, MS, and S“. Astrophysical Journal. 381: 278. Bibcode:1991ApJ...381..278V. doi:10.1086/170649.
  37. ↑ Schöier, F. L.; Maercker, M.; Justtanont, K.; Olofsson, H.; Black, J. H.; Decin, L.; De Koter, A.; Waters, R. (2011). „A chemical inventory of the S-type AGB star χ Cygni based on Herschel/HIFI observations of circumstellar line emission. The importance of non-LTE chemical processes in a dynamical region“. Astronomy & Astrophysics. 530: A83. Bibcode:2011A&A...530A..83S. doi:10.1051/0004-6361/201116597.
  38. ↑ Lèbre, A.; Aurière, M.; Fabas, N.; Gillet, D.; Herpin, F.; Konstantinova-Antova, R.; Petit, P. (2014). „Search for surface magnetic fields in Mira stars. First detection in χ Cygni“. Astronomy and Astrophysics. 561: A85. arXiv:1310.4379. Bibcode:2014A&A...561A..85L. doi:10.1051/0004-6361/201322826.
  39. ↑ 39,0 39,1 Marigo, P.; Bressan, A.; Chiosi, C. (1996). „The TP-AGB phase: A new model“. Astronomy and Astrophysics. 313: 545. Bibcode:1996A&A...313..545M.
  40. ↑ Marigo, P.; Girardi, L. (2007). „Evolution of asymptotic giant branch stars. I. Updated synthetic TP-AGB models and their basic calibration“. Astronomy and Astrophysics. 469 (1): 239–263. arXiv:astro-ph/0703139. Bibcode:2007A&A...469..239M. doi:10.1051/0004-6361:20066772.
  41. ↑ Templeton, M. R.; Mattei, J. A.; Willson, L. A. (2005). „Secular Evolution in Mira Variable Pulsations“. The Astronomical Journal. 130 (2): 776–788. arXiv:astro-ph/0504527. Bibcode:2005AJ....130..776T. doi:10.1086/431740.
  42. ↑ 42,0 42,1 Percy, John R.; Au, Winnie W.-Y. (1999). „Long-Term Changes in Mira Stars. II. A Search for Evolutionary Period Changes in Mira Stars“. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (755): 98. Bibcode:1999PASP..111...98P. doi:10.1086/316303.
  43. ↑ Boothroyd, Arnold I.; Sackmann, I.-Juliana; Ahern, Sean C. (1993). „Prevention of High-Luminosity Carbon Stars by Hot Bottom Burning“. Astrophysical Journal. 416: 762. Bibcode:1993ApJ...416..762B. doi:10.1086/173275.
  44. ↑ Forestini, M; Charbonnel, C (1997). „Nucleosynthesis of light elements inside thermally pulsing AGB stars: I. The case of intermediate-mass stars“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 123 (2): 241. arXiv:astro-ph/9608153. Bibcode:1997A&AS..123..241F. doi:10.1051/aas:1997348.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Тела во соѕвездието Лебед
Ѕвезди
(список)
Бајер
Флемстид
Променливи
HR
HD
Глизе
Кеплер
Други
Ѕвездени
јата
Здруженија
Расеани
Молекуларни
облаци
Маглини
Темни
H II
Планетарни
WR
ОСН
Галаксии
NGC
Други
Галактички
јата
Други
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Хи_Лебед&oldid=5011745“