✖


Jump to content

RW Цефей

RW Цефей
Изображение CHARA/MIRC-X RW Цефеи в H-диапазоне во время «большого затемнения», демонстрирующее коробчатую форму и темное пятно на западной стороне звезды.
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0        Равноденствие J2000.0
Созвездие Цефей
Прямое восхождение 22 час 23 м 07.01521 с [1]
Склонение +55° 57′ 47.6244″ [1]
Apparent magnitude  (V) +6.65 [2] (6.0–7.6 [3] )
Характеристики
Эволюционный этап Красный , оранжевый или желтый гипергигант
Спектральный тип К2 0-Ит [4] (Г8 - М2Иа-0 [3] )
Видимая магнитуда (К) 1.88 [2]
U-B Индекс цвета 2.38 [2]
B-V Индекс цвета 2.22 [2]
Тип переменной СРд [5]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v ) −56.00 [6] км/с
Собственное движение (μ) ДА: −3,606 [1]  мас / ​
Декабрь: −2,881 [1]  мас / ​
Параллакс (р) 0,1140 ± 0,0342 но [1]
Расстояние 3,400 +220
−200   шт. [7] [8]
Абсолютная величина ( МВ ) −8.0 [9]  – −9.4 [10]
Подробности
Радиус 900–1,760 , [11] 940 [8] [а]  R ☉
Яркость 300,000 [8]  L ☉
Поверхностная сила тяжести (log g ) 0.2 [12]  cgs
Температура 4,200 [11] –4,400, [8] 3,900 [11] (во время затемнения) К
Металличность [Fe/H] +0.17 ± 0.20 [13]  ловкость
Другие обозначения
HD 212466, HIP 110504, SAO 34387, BD +55°2737, AAVSO 2219+55A
Ссылки на базы данных
СИМБАД данные

RW Цефея — K-типа гипергигант и полуправильная переменная звезда в созвездии Цефея , на краю области Шарплесс 132 H II и недалеко от небольшого рассеянного скопления Беркли 94. Это одна из крупнейших известных звезд с радиусом почти В 1000 раз больше Солнца ( R ☉ ), почти такого же размера, как орбита Юпитера .

В 2022 году звезда претерпела «великое затемнение», подобное Бетельгейзе .

Промежуточная температура между красными сверхгигантами и желтыми гипергигантами привела к тому, что его по-разному считали красным гипергигантом. [14] [15] или желтый гипергигант. [16] [17]

История наблюдений

[ редактировать ]

Первое задокументированное наблюдение RW Цефеи датируется 1746 годом, когда она была включена в звездный каталог, составленный Джеймсом Брэдли . [18] Ее описывали как красную звезду по крайней мере с 1840-х годов. [б] когда Фридрих Вильгельм Аргеландер отметил его в своем каталоге как «очень красный». [19] RW Цефея была независимо обнаружена как переменная Томасом Уильямом Бэкхаусом и Генриеттой Суон Ливитт в 1899 и 1907 годах соответственно. [20] [21] подозревал, что он изменчив, но Анджело Секки по крайней мере, с 1868 года. [22] В 1908 году звезда получила обозначение RW и стала пятнадцатой открытой переменной в Цефее. [23] Анализ спектров в 1942 году показал, что RW Цефея является очень яркой звездой-гипергигантом, которая выглядит более яркой, чем Мю Цефея . [24] Более детальные спектральные исследования в 1956 и 1972 годах выявили уникальные спектральные особенности. [25] [26] выделяя его среди других известных гипергигантов. [26] С тех пор звезду на протяжении десятилетий изучали нечасто. В конце 2022 года было объявлено, что на RW Цефее происходит сильное затемнение. [15] [27] [28] и впоследствии это наблюдалось с помощью интерферометрической установки CHARA в декабре. [11]

Расстояние

[ редактировать ]

Расстояние до RW Цефеи было оценено на основе ее спектроскопической светимости, и предполагается, что она является членом ассоциации Цефея OB1 , что помещает ее в рукав Персея Млечного Пути . [29] Параллаксы версии Gaia Data Release 2 и Gaia Early Data Release 3 приводят к оценкам расстояния 3416 +1366 .
−829   шт. [30] и 6666 +1561
−1006 шт. [31] соответственно. Обычно считается, что Цефей OB1 имеет размер около 3400 пк . [7] Рассеянное скопление Беркли 94, членом которого может быть RW Cephei, как полагают, находится на расстоянии 3900 ± 110 пк . [14] Звезда и скопление являются частью более крупной области звездообразования Sh 2-132. [32]

Вариативность

[ редактировать ]
RW Кривая блеска Цефеи, построенная по Hipparcos . данным [33]

диапазон звездных величин RW Цефеи был указан как 8,2–8,8 . с использованием фотографических пластинок В первоначальном отчете [21] хотя более поздние исследования показали, что фотографический диапазон составляет 8,6–10,7, [34] [5] отметив, что максимумы и минимумы не могут быть получены с какой-либо уверенностью. [34] Другие авторы оценивают амплитуду всего в 0,5 звездной величины. [35] По современным оценкам диапазон изменчивости составляет от 6,0 до 7,6 в V-диапазоне. [3]

RW Цефея была классифицирована как полуправильная переменная звезда типа SRd , что означает, что это медленно меняющийся желтый гигант или сверхгигант. В « Общем каталоге переменных звезд» цитируется исследование 1952 года, дающее период примерно 346 дней: [34] [5] в то время как другие исследования предполагают разные периоды и, конечно, отсутствие четкой периодичности. [36]

Отличное затемнение

[ редактировать ]
Сравнение изображений массива CHARA, сделанных в декабре 2022 года и июле 2023 года, показывающее затемнение и последующее повторное усиление яркости RW Цефеи.

В декабре 2022 года два астронома сообщили, что звезда переживает «сильное затемнение», достигнув более слабой, чем обычно, звездной величины 7,6. [15] [27] [28] Было высказано предположение, что это вызвано короткими периодами усиленной потери массы , приводящей к конденсации пыли , которая частично затеняет звездную фотосферу . [8] Позже это было подтверждено наблюдениями с помощью массива CHARA, обнаружившими темное пятно на западной стороне звезды, предположительно пылевое облако, выпущенное в результате недавнего выброса массы на поверхность. [11] Необычно яркий максимум, достигнутый в 2019 году прямо перед затемнением, предположительно был вызван энергичным конвективным подъемом горячего газа, который позже был выброшен и охладился в пылевое облако, закрывающее звезду. [11] Это событие сравнивают с великим затемнением Бетельгейзе , произошедшим в конце 2019 года. [8] [11] [15] [27] [28] и события затемнения, наблюдаемые на исторической кривой блеска VY Canis Majoris . [8] [11]

Спектры, полученные астрономом-любителем, показывают появление нескольких новых эмиссионных линий во время затемнения, в первую очередь линий H-α и K I на длинах волн 766,5 и 769,9 нм. [17] Линия H-α смещена в голубую сторону относительно звезды примерно на 40 км/с, что позволяет предположить, что источник излучения расширяется наружу. [17]

Предыдущие наблюдения с использованием фотопластинок, сделанных между 1948 и 1951 годами, выявили аналогичное затемнение с 9,16 звездной величины до 9,5 с последующим быстрым повторным увеличением яркости до 8,9 звездной величины. [37]

Спектр

[ редактировать ]

В своем спектре RW Цефея демонстрирует множество сложных линий , многие из которых более сильные и широкие, чем обычно. [24] [25] [26] Первоначальное исследование, проведенное в 1956 году и посвященное синей области спектра, обнаружило множество линий поглощения металлов с двумя компонентами, разделенными центральным максимумом, что объясняется излучением, наложенным на линию поглощения, расширенную из-за турбулентности. [25] Было обнаружено, что короткие компоненты поглощения значительно сильнее, чем длинные компоненты, вызванные движущейся наружу газовой оболочкой. [25] Последующее исследование, проведенное в 1972 году и посвященное более красным областям спектра, обнаружило необычно сильные линии Na D, слишком интенсивные, чтобы быть вызванными межзвездной средой . [26] линии Ti Было обнаружено, что линия Fe I на 30% сильнее, чем у обычных сверхгигантов K-типа, тогда как I и VI были такой же силы или слабее. [26] Благодаря этим необычным спектральным особенностям звезда не находит аналогов среди известных гипергигантов, и только Ро Кассиопеи демонстрирует отдаленно схожие черты. [26]

Спектр был классифицирован еще как G8 и еще как M2, но неясно, имели ли место реальные различия. В первом спектральном атласе МК он значился M0:Ia. [38] RW Цефея позже была указана как стандартная звезда спектрального класса G8 Ia. [39] тогда как стандарт для К0 0-Ia. [40] По тем же спектрам она была адаптирована к звезде-стандарту типа К2 0-Ia. [41] Молекулярные полосы, характерные для звезд М-класса, видны в инфракрасных спектрах, но не всегда в оптических. [42] [43]

Физические свойства

[ редактировать ]

Температура RW Цефеи неопределенна, с противоречивой силой возбуждения в спектре. Простая аппроксимация температуры цветовой корреляцией дает температуру около 3749 К, а аппроксимация полного спектра дает температуру 5018 К. [12] Другая аппроксимация с использованием спектральных данных J-диапазона и звездных моделей MARCS дает температуру 3770 ± 170 К. [13] Это соответствие также приводит к металличности [Fe/H] = +0,17 ± 0,20 , что указывает на то, что звезда немного богата металлами по сравнению с Солнцем . [13] Новое исследование показало, что температура 4400 К соответствует его спектральному классу. [8] Судя по силе линии CO на длине волны 2,29 мкм, видно, что температура RW Cephei упала с 4200 К до 3900 К во время затемнения. [11]

Светимость была получена на основе принадлежности к Цефею OB1, при этом исследования выявили исключительно высокую светимость - 545 000 L ☉ , [29] или 468 000 л ☉ . [44] Более недавнее исследование обнаружило несколько меньшую светимость - 300 000 л ☉ с использованием спектрального распределения энергии , полученного с помощью модели DUSTY. [8]

Снимки RW Цефеи, полученные массивом CHARA, показывают, что звезда имеет коробчатую форму. Изображения, полученные с помощью алгоритма SURFING, дают угловой диаметр затемнения к краю 2,45 мс, что соответствует линейному радиусу 900–1760   R ☉ в зависимости от принятого расстояния. [11]

Окружение

[ редактировать ]
Изображение расширенного излучения около RW Цефеи с размером волны 11,9 мкм.

Звезда демонстрирует наличие в своем спектре значительного количества околозвездного материала . [26] [45] [8] [11] Спектр низкого разрешения IRAS показывает признаки эмиссии оптически толстого силиката на длинах волн 10 и 18 мкм. [46] признак большой потери массы. [45] Эмиссия в полосах первого обертона SiO была заподозрена в 1982 г. [47] и позже подтверждено с использованием спектров более высокого разрешения, показывающих явные признаки излучения на длинах волн 4,0, 4,04 и 4,08 мкм. [45] Прямая визуализация в средних инфракрасных диапазонах показывает, что источник протяженный и имеет азимутально-симметричную структуру, аналогичную IRC +10420 . [48] [8] Радиус этого излучения оценивается в ~ 0,3–0,4 угловых секунды на длине волны 11,9 мкм, что соответствует физическому радиусу ~ 1000–1400 а.е. на расстоянии 3,4 кпк. [8]

Потеря массы

[ редактировать ]

Текущая скорость потери массы RW Cephei определена как ~ 7 × 10 −6  M ☉ /год с использованием модели DUSTY. [8] Предыдущее исследование оценило 1,8 × 10 −5  M ☉ /год с использованием силы силикатных линий и расстояния 2,8 кпк. [49] Анализ окружающего среднего инфракрасного излучения показывает, что RW Cephei завершила период усиленной потери массы ~ 95–140 лет назад. [с] предполагая, что он вышел из фазы красного сверхгиганта и в настоящее время развивается в сторону более высоких температур. [8] На нынешней фазе потери массы, по-видимому, доминируют несколько выбросов массы, включая наблюдаемое «большое затемнение». [8] [11]

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ Применение закона Стефана-Больцмана с номинальной эффективной солнечной температурой 5772 К :
  2. ↑ Точный год наблюдения неизвестен, но считается, что оно было сделано где-то между 1841 и 1844 годами.
  3. ^ Предполагая скорость ветра 50 км/с на основе значений для известных красных и желтых гипергигантов.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б с д и Валленари, А.; и др. (сотрудничество Gaia) (2023). « Выпуск данных Gaia 3. Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 674 : А1. arXiv : 2208.00211 . Бибкод : 2023A&A...674A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID   244398875 . Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
  2. ^ Перейти обратно: а б с д Дукати-младший (2002 г.). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона». Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 : 0. Бибкод : 2002yCat.2237....0D .
  3. ^ Перейти обратно: а б с Уотсон, CL (2006). «Международный переменный звездный индекс (VSX)». 25-й ежегодный симпозиум Общества астрономических наук по телескопической науке. Состоялось 23–25 мая . 25 : 47. Бибкод : 2006SASS...25...47W .
  4. ^ Кинан, ПК; Йорка, С.Б. (1988). «Пересмотренные спектральные стандарты MK 1988 года для звезд GO и более поздних версий». Информационный бюллетень Центра Données Stellaires . 35 : 37. Бибкод : 1988BICDS..35...37K .
  5. ^ Перейти обратно: 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 .
  6. ^ Харченко Н.В.; Шольц, Р.-Д.; Пискунов А.Е.; Рёзер, С.; Шильбах, Э. (2007). «Астрофизические дополнения к ASCC-2.5: Ia. Лучевые скорости ~55 000 звезд и средние лучевые скорости 516 галактических рассеянных скоплений и ассоциаций». Астрономические Нахрихтен . 328 (9): 889. arXiv : 0705.0878 . Бибкод : 2007AN....328..889K . дои : 10.1002/asna.200710776 . S2CID   119323941 .
  7. ^ Перейти обратно: а б Оцени, Джемма; Кроутер, Пол А.; Паркер, Ричард Дж. (июнь 2020 г.). «Открытие галактических звезд Вольфа-Райе с помощью Gaia DR2 - II. Членство в скоплении и ассоциации» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 495 (1): 1209–1226. arXiv : 2005.02533 . Бибкод : 2020MNRAS.495.1209R . дои : 10.1093/mnras/staa1290 . ISSN   0035-8711 .
  8. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот Джонс, Терри Джей; Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта (май 2023 г.). «Недавняя история потери массы гипергиганта RW Cep» . Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 7 (5): 92. Бибкод : 2023RNAAS...7...92J . дои : 10.3847/2515-5172/acd37f . ISSN   2515-5172 . S2CID   258701379 .
  9. ^ Стенсель, Роберт Э.; Пеше, Джозеф Э.; Хаген Бауэр, Венди (1988). «Околозвездная оболочка красных сверхгигантов в дальнем инфракрасном диапазоне». Астрономический журнал . 95 : 141. Бибкод : 1988AJ.....95..141S . дои : 10.1086/114622 .
  10. ^ Хамфрис, Р.М. (1984). «Самые яркие звезды Магеллановых Облаков и других галактик позднего типа» . Симпозиум МАС . 108 : 145–156. Бибкод : 1984IAUS..108..145H . дои : 10.1017/S0074180900040134 .
  11. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л Анугу, Нарсиредди; Барон, Фабьен; Гис, Дуглас Р.; Лантерманн, Сиприен; Шефер, Гейл Х.; Шепард, Кэтрин А.; Бруммелаар, Тео тен; Моннье, Джон Д.; Краус, Стефан; Ле Букен, Жан-Батист; Дэвис, Клэр Л.; Эннис, Джейкоб; Гарднер, Тайлер; Лабдон, Аарон; Реттенбахер, Рэйчел М. (август 2023 г.). «Великое затемнение звезды-гипергиганта RW Цефеи: изображения массива CHARA и спектральный анализ» . Астрономический журнал . 166 (2): 78. arXiv : 2307.04926 . Бибкод : 2023AJ....166...78A . дои : 10.3847/1538-3881/ace59d . ISSN   0004-6256 .
  12. ^ Перейти обратно: а б Менесес-Гойтия, С.; Пелетье, РФ; Трагер, Южная Каролина; Фалькон-Баррозу, Дж.; Колева, М.; Ваздекис, А. (2015). «Одиночные звездные популяции в ближнем инфракрасном диапазоне. I. Подготовка спектральной звездной библиотеки IRTF». Астрономия и астрофизика . 582 : А96. arXiv : 1506.07184 . Бибкод : 2015A&A...582A..96M . дои : 10.1051/0004-6361/201423837 . S2CID   119187195 .
  13. ^ Перейти обратно: а б с Дэвис, Бен; Кудрицкий, Рольф-Петер; Файгер, Дональд Ф. (сентябрь 2010 г.). «Потенциал красных сверхгигантов как зондов внегалактического содержания с низким спектральным разрешением» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 407 (2): 1203–1211. arXiv : 1005.1008 . Бибкод : 2010MNRAS.407.1203D . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.16965.x . ISSN   0035-8711 . S2CID   118460729 .
  14. ^ Перейти обратно: а б Дельгадо, Эй Джей; Дюпвик, А.А.; Костадо, Монтана; Альфаро, Э.Дж. (2013). «Беркли 94 и Беркли 96: два молодых кластера с разной динамической эволюцией» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 435 (1): 429. arXiv : 1307.4290 . Бибкод : 2013MNRAS.435..429D . дои : 10.1093/mnras/stt1311 . S2CID   118642318 .
  15. ^ Перейти обратно: а б с д Воллманн, Вольфганг; Сигизмонди, Константино (декабрь 2022 г.). «RW Цефея большое затемнение». Телеграмма астронома . 15800 : 1. Бибкод : 2022ATel15800....1В .
  16. ^ Кастро-Карризо, А.; Кинтана-Лакачи, Г.; Бухаррабаль, В.; Нери, Р.; Алколеа, Дж. (2007). «Картирование желтых гипергигантов IRC +10420 и AFGL 2343 с разрешением 12CO». Астрономия и астрофизика . 465 (2): 457–467. arXiv : astro-ph/0702400 . Бибкод : 2007A&A...465..457C . дои : 10.1051/0004-6361:20066169 . S2CID   53127885 .
  17. ^ Перейти обратно: а б с Ледбитер, Робин (март 2023 г.). «Затемнение RW Cep в 2022 году – первый взгляд». Циркуляр секции переменных звезд Британской астрономической ассоциации . 195 : 7–12. Бибкод : 2023BAAVC.195....7L .
  18. ^ Брэдли, Дж. (1855 г.). Каталог 4219 звезд по наблюдениям на транзитном приборе 1743–1750 гг. и в квадранте 1743–1753 гг . Бибкод : 1855csbd.book.....B .
  19. ^ Эльцен, Вильгельм (1852). «Наблюдения зоны Аргеландра от 45 до 80 градусов северного склонения, в средних положениях для 1842,0 года, организованные по прямому восхождению Вильгельмом Эльценом, ассистентом Венской обсерватории. Второй отдел». Летопись Венской университетской обсерватории . Третий эпизод. 2 :3–1. Бибкод : 1852AnWiD...2....3O .
  20. ^ Бэкхаус, ТВ (июль 1899 г.). «Подтвержденные или новые переменные звезды». Обсерватория . 22 : 275–276. Бибкод : 1899Obs....22..275B . ISSN   0029-7704 .
  21. ^ Перейти обратно: а б Пикеринг, Эдвард К. (август 1907 г.). «71 новая переменная звезда на Гарвардских картах №№ 9, 12, 21, 48 и 51» . Астрономические новости . 175 (20): 333–338. Бибкод : 1907AN....175..333P . дои : 10.1002/asna.19071752006 . ISSN   0004-6337 .
  22. ^ Секки, Анджело (1868). О призматических спектрах неподвижных звезд . Бибкод : 1868sspd.bookR....S .
  23. ^ Дунер, Нильс Кристофер; Хартвиг, Эрнст; Мюллер, Г. (октябрь 1908 г.). «Именование вновь открытых переменных звезд». Астрономические новости . 179 (6): 85. Бибкод : 1908AN....179...85D . дои : 10.1002/asna.19081790602 . ISSN   0004-6337 .
  24. ^ Перейти обратно: а б Кинан, Филип К. (май 1942 г.). «Светимости переменных М-типа малого диапазона» . Астрофизический журнал . 95 : 461. Бибкод : 1942ApJ....95..461K . дои : 10.1086/144418 . ISSN   0004-637X .
  25. ^ Перейти обратно: а б с д Меррилл, Пол В.; Уилсон, Олин К. (май 1956 г.). «Сложные линии в спектре RW Цефеи» . Астрофизический журнал . 123 : 392. Бибкод : 1956ApJ...123..392M . дои : 10.1086/146178 . ISSN   0004-637X .
  26. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Гам, Г.Ф.; Хультквист, Л. (1972). «Спектральные свойства светящихся звезд поздних типов». Астрономия и астрофизика . 16 : 329. Бибкод : 1972A&A....16..329G . ISSN   0004-6361 .
  27. ^ Перейти обратно: а б с Мак, Эрик. «Одна из крупнейших звезд Млечного Пути ведет себя немного нестабильно» . Форбс . Проверено 15 декабря 2022 г.
  28. ^ Перейти обратно: а б с «Поймайте метеоритный дождь Геминиды; плюс посмотрите RW Cephei Fade» . Небо и телескоп . 12 декабря 2022 г. Проверено 15 декабря 2022 г.
  29. ^ Перейти обратно: а б Хамфрис, Р.М. (1978). «Исследование светящихся звезд в близлежащих галактиках. I. Сверхгиганты и О-звезды Млечного Пути». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 38 : 309. Бибкод : 1978ApJS...38..309H . дои : 10.1086/190559 .
  30. ^ Бэйлер-Джонс, Калифорния; Рыбицкий, Дж.; Фуэно, М.; Мантеле, Г.; Андре, Р. (2018). «Оценка расстояния по параллаксам. IV. Расстояния до 1,33 миллиарда звезд в выпуске данных Gaia 2» . Астрономический журнал . 156 (2): 58. arXiv : 1804.10121 . Бибкод : 2018AJ....156...58B . дои : 10.3847/1538-3881/aacb21 . S2CID   119289017 .
  31. ^ Бэйлер-Джонс, Калифорния; Рыбицкий, Дж.; Фуэно, М.; Демляйтнер, М.; Андре, Р. (2021). «Оценка расстояний по параллаксам. V. Геометрические и фотогеометрические расстояния до 1,47 миллиарда звезд в ранних данных Gaia, выпуск 3» . Астрономический журнал . 161 (3): 147. arXiv : 2012.05220 . Бибкод : 2021AJ....161..147B . дои : 10.3847/1538-3881/abd806 . S2CID   228063812 .
  32. ^ Саурин, Т.А.; Бика, Э.; Бонатто, К. (2010). «Звёздные скопления в комплексе Ш2-132: сведения о связи погруженных и рассеянных скоплений» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 407 (1): 133. arXiv : 1006.0246 . Бибкод : 2010MNRAS.407..133S . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.16929.x . S2CID   53966692 .
  33. ^ «Интерактивный доступ к данным Hipparcos Tools» . Гиппархос . ЕКА . Проверено 8 декабря 2021 г.
  34. ^ Перейти обратно: а б с Пейн-Гапошкин, Сесилия (1952). «Переменные звезды в Милтон-филде 9». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 118 : 147. Бибкод : 1952АнХар.118..147П .
  35. ^ Райхл, Ростислав (1933). «Переменные наблюдения за звездами». Издания Астрономического института Карлова университета . 18 : 1–20. Бибкод : 1933PAICU..18....1R .
  36. ^ Перси, Джон Р.; Колин, Дэвид Л. (2000). «Исследование желтых полурегулярных (SRd) переменных». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 28 (1): 1. Бибкод : 2000JAVSO..28....1P .
  37. ^ Семакин, Н.К. (1954). «Фотографические наблюдения RW Цефея». Переменные Звезды . 10 : 191. Бибкод : 1954PZ.....10..191S .
  38. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации». Чикаго . Бибкод : 1943assw.book.....M .
  39. ^ Морган, WW; Роман, Нэнси Г. (1950). «Пересмотренные стандарты для сверхгигантов в системе спектрального атласа Йеркса». Астрофизический журнал . 112 : 362. Бибкод : 1950ApJ...112..362M . дои : 10.1086/145351 .
  40. ^ Морган, WW; Кинан, ПК; Абт, ХА; Тапскотт, JW (1981). «Некоторые аспекты спектроскопического поведения звезд наибольшей светимости в области щели Герцшпрунга». Астрофизический журнал . 243 : 894. Бибкод : 1981ApJ...243..894M . дои : 10.1086/158654 .
  41. ^ Кинан, ПК; Питтс, RE (1980). «Пересмотренные спектральные классы МК для звезд G, K и M» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 42 : 541. Бибкод : 1980ApJS...42..541K . дои : 10.1086/190662 .
  42. ^ Маккаски, Юго-Запад (1955). «Звездные спектры Млечного пути. ОБЛАСТИ.III.А. Область в Цефее-Лацерте» . Приложение к астрофизическому журналу . 2 : 75. Бибкод : 1955ApJS....2...75M . дои : 10.1086/190017 .
  43. ^ Жослен, Э.; Плез, Б. (2007). «Динамика атмосферы и процесс потери массы в красных сверхгигантах». Астрономия и астрофизика . 469 (2): 671. arXiv : 0705.0266 . Бибкод : 2007A&A...469..671J . дои : 10.1051/0004-6361:20066353 . S2CID   17789027 .
  44. ^ де Ягер, Корнелис (1998). «Жёлтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Бибкод : 1998A&ARv...8..145D . дои : 10.1007/s001590050009 . ISSN   0935-4956 . S2CID   189936279 .
  45. ^ Перейти обратно: а б с Рейнер, Джон Т.; Кушинг, Майкл С.; Вакка, Уильям Д. (декабрь 2009 г.). «Спектральная библиотека Инфракрасного телескопа (IRTF): крутые звезды». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 185 (2): 289–432. arXiv : 0909.0818 . Бибкод : 2009ApJS..185..289R . дои : 10.1088/0067-0049/185/2/289 . ISSN   0067-0049 . S2CID   118500715 .
  46. ^ Симпсон, Джанет П. (февраль 1991 г.). «Спектральные наблюдения с низким разрешением IRAS за особенностями силикатной эмиссии размером 10 и 18 микрон» . Астрофизический журнал . 368 : 570. Бибкод : 1991ApJ...368..570S . дои : 10.1086/169721 . ISSN   0004-637X .
  47. ^ Ринсланд, CP; Винг, РФ (ноябрь 1982 г.). «Наблюдения полос первого обертона монооксида кремния в звездах поздних типов» . Астрофизический журнал . 262 : 201–212. Бибкод : 1982ApJ...262..201R . дои : 10.1086/160411 . ISSN   0004-637X .
  48. ^ Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта М.; Джонс, Терри Дж.; Маренго, Массимо; Герц, Роберт Д.; Хелтон, Л. Эндрю; Хоффманн, Уильям Ф.; Скемер, Эндрю Дж.; Хинц, Филип М. (март 2016 г.). «В поисках прохладной пыли в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне: истории потери массы гипергигантов μ Cep, VY CMa, IRC + 10420 и ρ Cas» . Астрономический журнал . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . Бибкод : 2016AJ....151...51S . дои : 10.3847/0004-6256/151/3/51 . ISSN   0004-6256 . S2CID   119281306 .
  49. ^ Сильвестр, Р.Дж.; Скиннер, CJ; Барлоу, MJ (декабрь 1998 г.). «Выбросы силикатов и углеводородов из сверхгигантов Галактики М» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 301 (4): 1083–1094. Бибкод : 1998MNRAS.301.1083S . дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.02078.x . ISSN   0035-8711 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=RW_Cephei&oldid=1234963371"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 227eb4fd9fab493406eddd93c541a67f__1721169900
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/22/7f/227eb4fd9fab493406eddd93c541a67f.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
RW Cephei - 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.)