HD 5980
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Тукана |
| Прямое восхождение | 00 час 59 м 26.569 с [ 1 ] |
| Склонение | −72° 09′ 53.91″ [ 1 ] |
| Apparent magnitude (V) | 8.8 - 11.9 [ 2 ] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | ЛБВ + ВН4 + ОИ [ 3 ] |
| U-B Индекс цвета | −0.99 [ 4 ] |
| B-V Индекс цвета | −0.18 [ 5 ] |
| Тип переменной | ЛБВ [ 6 ] и EA [ 3 ] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | −20 [ 7 ] км/с |
| Собственное движение (μ) | ДА: −3,5 [ 1 ] мас / Декабрь: −2,4 [ 1 ] мас / |
| Расстояние | 200 000 лий (64,000 [ 6 ] ПК ) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | −8.1 (−7.1/−6.8/−6.7) [ 8 ] |
| Орбита [ 7 ] | |
| Начальный | HD 5980 А |
| Компаньон | HD 5980 Б |
| Период (П) | 19,2656 ± 0,0009 д. |
| Большая полуось (а) | 151 ± 4 R ☉ |
| Эксцентриситет (е) | 0.27 ± 0.02 |
| Наклон (я) | 86° |
| Периастровая эпоха (Т) | 2,451,424.97 ± 0.25 |
| Аргумент периастра (ω) (начальный) | 134 ± 4 ° |
| Полуамплитуда (К 1 ) (начальный) | 214 ± 6 км/с |
| Полуамплитуда (К 2 ) (вторичный) | 200 ± 6 км/с |
| Орбита [ 7 ] | |
| Начальный | HD 5980 С |
| Период (П) | 96,56 ± 0,01 д. |
| Эксцентриситет (е) | 0.815 |
| Периастровая эпоха (Т) | 2 451 183 .40 ± 0.22 |
| Аргумент периастра (ω) (начальный) | 252 ± 3.3 [ 7 ] ° |
| Полуамплитуда (К 2 ) (вторичный) | 81 ± 4 км/с |
| Подробности | |
| А | |
| Масса | 61 [ 8 ] M ☉ |
| Радиус | 24 [ 8 ] (21 [ 3 ] – 280 [ 9 ] ) R ☉ |
| Яркость | 2,200,000 [ 8 ] (2,000,000 [ 10 ] – 10,000,000 [ 9 ] ) L ☉ |
| Температура | 45,000 [ 8 ] (21,000 – 53,000 [ 3 ] ) К |
| Металличность [Fe/H] | −1.0 [ 6 ] ловкость |
| Скорость вращения ( v sin i ) | 250 [ 11 ] км/с |
| Б | |
| Масса | 66 [ 8 ] M ☉ |
| Радиус | 22 [ 8 ] R ☉ |
| Яркость | 1,800,000 [ 8 ] L ☉ |
| Температура | 45,000 [ 8 ] К |
| Металличность [Fe/H] | −1.0 [ 6 ] ловкость |
| Скорость вращения ( v sin i ) | <400 [ 8 ] км/с |
| Возраст | 2.6 [ 8 ] Мир |
| С | |
| Масса | 34 [ 8 ] M ☉ |
| Радиус | 24 [ 8 ] R ☉ |
| Яркость | 708,000 [ 8 ] L ☉ |
| Температура | 34,000 [ 8 ] К |
| Металличность [Fe/H] | ≅ −0.7 [ 6 ] ловкость |
| Скорость вращения ( v sin i ) | 120 [ 8 ] км/с |
| Возраст | 3.1 [ 7 ] Мир |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
HD 5980 — множественная звездная система на окраине NGC 346 в Малом Магеллановом Облаке (SMC). [ 12 ] и является одной из самых ярких звезд SMC.
HD 5980 имеет по крайней мере три компонента среди самых ярких известных звезд : необычная первичная звезда имеет спектр Вольфа-Райе и произвела вспышку яркой синей переменной (LBV); вторичная звезда, также звезда Вольфа – Райе, образует затменную спектроскопическую двойную систему с первичной звездой; и более далекий О-типа, сверхгигант вероятно, также будет двойной.
Открытие
[ редактировать ]
HD 5980 была впервые зарегистрирована в 1901 году как первый объект в списке объектов южного неба, имеющих своеобразные спектры. Его описали как «Тип V», имея в виду класс Секки для звезд с эмиссионными линиями. [ 14 ]
В первом каталоге Генри Дрейпера ему было присвоено официальное название HD 5980 , где ему был присвоен спектральный класс Oa, указывающий на сильные полосы излучения. [ 15 ] Позже спектральный класс был уточнен до Wa, когда звезды с эмиссионной линией «О» были выделены в отдельный класс. [ 16 ]
Более поздние наблюдения обнаружили изменения спектра и яркости. [ 17 ] и затмения, [ 18 ] но считалось, что это простой двоичный файл WR/OB. Линии поглощения в спектре, которые не двигались во время обращения по двойной орбите, в конечном итоге привели к выводу, что HD 5980 представляет собой тройную систему с близкой затменно-двойной системой и более далеким сверхгигантом класса O. [ 19 ] [ 20 ]
В 1993 году спектр начал меняться, а яркость увеличилась, что положило начало резким изменениям, которые были интерпретированы как уникальный тип извержения LBV. [ 11 ] С тех пор за звездой интенсивно наблюдают и моделируют. [ 6 ]
Компоненты
[ редактировать ]
HD 5980 визуально представляет собой одиночную звезду, но в спектре видны три горячих светящихся компонента. Физические параметры трех звезд неопределенны из-за трудностей разрешения их спектров, частных затмений , видимых внутренних изменений в зависимости от орбитальной фазы и сильной переменности по крайней мере одного компонента. Калибровка спектральных характеристик по физическим характеристикам, таким как температура, исторически была осложнена низкой металличностью объектов в SMC. [ 6 ]
Главная звезда HD 5980 A визуально является самым ярким компонентом из трех. Примерно до 1990 года он, по-видимому, принадлежал к бедному водородом типу WN3 , но затем подвергся вспышке типа LBV, в результате которой его радиус увеличился в десять раз, а температура резко упала, так что он выглядел как гипергигант B с заметными спектральными линиями водорода. С тех пор он вернулся к своей первоначальной яркости и температуре. Спектр эмиссионных линий создается плотным звездным ветром , и о подстилающей фотосфере мало что известно . [ 7 ]
Вторичная звезда HD 5980 B также является звездой Вольфа-Райе. Она образует спектроскопический двойник с первичной звездой А, и они вращаются вокруг друг друга каждые 19,3 дня. Параметры орбит показывают, что обе звезды примерно одинаково массивны, в пределах погрешности. Орбита наклонена к нам под углом 86°, и частичные затмения происходят дважды за виток, причем время указывает на эксцентриситет 0,27. Затмения вызывают изменение общей яркости системы всего на 0,2 звездной величины, но форма кривой блеска и изменения профиля линий во время затмений позволяют идентифицировать как звездное ядро, так и область плотного ветра, примерно в два раза превышающую ширину звезды. [ 3 ] HD 5980 B обычно классифицируется как WN4. Отличить спектр от HD 5980 A можно только по изменениям профиля некоторых широких эмиссионных линий во время обращения по орбите. Некоторые линии водорода видны в излучении, но обычно сочетаются с другим широким излучением или скрыты им. Обычно не считается, что узкие линии поглощения водорода происходят от этого компонента и не демонстрируют таких же изменений лучевой скорости. [ 6 ]
Компонент C представляет собой далекую богатую водородом звезду, идентифицируемую по узким линиям поглощения, которые не демонстрируют таких сильных изменений лучевой скорости, как широкие эмиссионные линии пары A/B. Спектры с более высоким разрешением показывают меньшие и более медленные изменения лучевой скорости, и предполагается, что у самого C также есть компаньон. Первичная звезда представляет собой горячую традиционную звезду, скорее всего, ранний сверхгигант О-типа. Период 96,5 дней был получен из изменений лучевой скорости. Это в пять раз больше периода системы A/B, что позволяет предположить, что четыре звезды образуют систему гравитационной трапеции, хотя нельзя исключать, что это несвязанное случайное расположение. [ 7 ]
Пульсации и изменения блеска были интерпретированы как пульсация звезды , вероятно, пары A/B. Это будет самая массовая подобная система. Также возможно, что у пары C/D также возникают пульсации сердцебиения во время периастра . [ 21 ]
Светящаяся синяя переменная
[ редактировать ]
До 1990 года не наблюдалось значительных изменений HD 5980, выходящих за рамки обычных затмений. В то время она была известна только как двойная система WN+OB, но более поздний анализ показал, что первичная HD 5980A имела спектр, аналогичный звезде WN3. Видимая визуальная величина системы составляла около 11,7, а основной компонент, по расчетам, был немного самым ярким из трех известных компонентов. [ 22 ]
К ноябрю 1993 года спектральный класс был WN6, а яркость увеличилась примерно до 10,9 звездной величины. Линии поглощения в спектре больше не обнаруживались. В конце 1993 года яркость увеличивалась в течение нескольких недель и превысила 10-ю звездную величину, а спектральный класс достиг WN8, прежде чем яркость быстро упала почти до 11-й звездной величины. [ 22 ] В июне 1994 года звезда начала остывать и снова стала ярче. В сентябре она достигла максимальной звездной величины 8,6 и была самой яркой звездой в SMC, но спектров в это время нет. Вскоре после пика он был классифицирован как WN11. [ 23 ] В ноябре спектр считался B1.5Ia. + , синий гипергигант с сильными линиями водорода и ионизированного металла в эмиссии или с профилями P Лебедя . Б1.5Iа + Это очень похожий спектральный класс на WN11, с более низкими уровнями ионизации и более сильным поглощением профиля P Лебедя в некоторых линиях, что указывает на немного более низкую температуру с изменениями звездного ветра. Через месяц яркость немного снизилась, а спектр показал повышение температуры. В течение года яркость упала до 11-й звездной величины, а спектр вернулся к WN6. [ 24 ]
После вспышки яркость упала примерно до 11,3 звездной величины, и HD 5980 A имеет спектр WN4/5. Одно исследование предполагает увеличение светимости в 3–6 раз до 10 000 000 раз по сравнению с яркостью Солнца ( L ☉ ) на его пике. [ 9 ] но это может быть просто связано с разными методами анализа, а другие находят довольно постоянную светимость в несколько миллионов L ☉ . [ 25 ]
Более ранняя вспышка могла произойти примерно в 1960 году, и предполагается 40-летний цикл. Микровариации с 30-минутным интервалом времени также наблюдались, когда HD 5980A находился в фазе покоя. Причины колебаний большой амплитуды и извержений не ясны, но предполагается, что сильные извержения запускаются, когда звезда расширяется достаточно во время обычной вспышки LBV, чтобы вызвать бурное взаимодействие с близким двойным компаньоном. [ 11 ]
Хотя HD 5980 рассматривается как LBV, она не соответствует нормальной схеме, которая предполагает эффективную температуру во время вспышки около 8500 К и спектр типа А. Предполагается, что близкий компаньон заставляет эту конкретную звезду проявлять нестабильность типа LBV при гораздо более высоких температурах. Звезда Романо и Вар 83 могут быть похожими, а малоизученная Вар 2 еще горячее, все они в M33 .
Эволюция
[ редактировать ]
Текущее состояние эволюции и будущее развитие звезд HD 5980 весьма неопределенны. Звезды невозможно разделить визуально, а их спектры в значительной степени смешаны, поэтому точные химические и физические свойства звезд подвержены большим погрешностям. Звезды Малого Магелланова Облака обладают низкой металличностью, и это влияет на процесс звездной эволюции, особенно массивных звезд. Низкая металличность снижает скорость потери массы. Одним из последствий этого является то, что звезды Вольфа-Райе встречаются редко: большая часть массивных звезд взрывается как сверхновые, прежде чем потерять достаточно массы, чтобы стать звездой Вольфа-Райе. Только звезды массивнее 45 M ☉ (или выше [ 26 ] ) по прогнозам станут звездами WR в SMC, а в Млечном Пути это сделают те, кто выше 25 M ☉ . [ 27 ] В SMC известно только 12 звезд WR, 11 типа WN и 1 WO, все они массивны и ярче по сравнению с Млечным Путем Вольфа-Райца, и более половины из них имеют массивных спутников. [ 10 ] Звезды SMC WR имеют относительно ранние спектральные классы по своим температурам, опять же из-за низкой металличности. Помимо HD 5980, последним спектральным классом Вольфа-Райе в SMC является WN4. Все SMC Вольфа-Райе, за одним исключением, демонстрируют некоторое поглощение в своем спектре, что указывает на звезду О-типа с температурой, близкой к температуре Вольфа-Райе. В некоторых случаях компаньон O действительно существует, но предполагается, что звездные ветры Вольфа – Райе достаточно слабы при металличности SMC, чтобы в спектре можно было увидеть некоторое фотосферное поглощение. [ 28 ]
Компонент C, скорее всего, является относительно нормальной звездой О-типа. Его классифицировали по-разному: от O4 до O7, ориентировочно как сверхгиганта. Таким образом, она лишь незначительно эволюционировала из главной последовательности, скорее всего, все еще синтезируя водород в ядре, и может следовать довольно типичному пути эволюции одиночной звезды. Его спутник неизвестен, но в настоящее время слишком далек, чтобы оказывать сильное влияние на его эволюцию. [ 3 ]
Текущее эволюционное состояние двойных компонентов WR менее ясно. Они находятся на близкой орбите, но полностью обособлены, хотя не исключено, что массоперенос имел место и в прошлом, когда та или иная звезда расширялась. По оценкам, LBV превышало расстояние между орбитами на пике вспышки, хотя по сути это всего лишь псевдофотосфера, образованная выброшенным материалом. Ранняя классификация WN с небольшим количеством водорода в спектре обычно связана с высокоразвитыми горящими гелиевыми звездами малой массы, приближающимися к концу своей жизни, но компоненты HD 5980 представляют собой массивные светящиеся звезды. Спектральные классы, демонстрируемые звездами Вольфа – Райе с низкой металличностью, такими как звезды SMC, не сопоставимы напрямую со звездами с более высокой металличностью, и это усложняет интерпретацию их эволюционного состояния. Квазихимически однородная эволюция очень массивных звезд может приблизительно воспроизводить состояние компонентов A и B, когда звезды только что эволюционировали от главной последовательности, но при металличности SMC для этого требуется околокритическое вращение, чтобы вызвать достаточное перемешивание. [ 7 ] [ 29 ]
Разработаны две бинарные модели эволюции, воспроизводящие текущее состояние системы. В первой модели две звезды с начальными массами 90 M ☉ и 80 M ☉ эволюционировали с начальным орбитальным периодом 12 дней и начальной скоростью вращения 500 км/с. Спустя ~3,1 миллиона лет было обнаружено, что звезды имеют орбитальный период 19,2d, а массы и светимость аналогичны тем, которые были получены на основе недавних наблюдений. [ 30 ] Никакого переноса массы не произошло, потому что звезды следуют квазихимическим эволюционным расчетам. Во второй модели начальные массы двух звезд составляли 150 M ☉ и 75 M ☉ на 16-дневной орбите на расстоянии 160 R ☉ друг от друга. Через 2,3 миллиона лет более массивная звезда начинает выходить за пределы своей полости и быстро передает 25 M ☉ меньшей звезде. Мы наблюдаем систему спустя 2,6 миллиона лет. Детали модели явно неопределенны из-за крайне нестабильного поведения первичной звезды, наблюдавшегося в течение последнего столетия. [ 8 ]
с коллапсом ядра типа Ib/c, Звезды Вольфа-Райе взрываются как сверхновые когда их элементы полностью сливаются с железом. В зависимости от массы ядра в момент коллапса они оставят остаток черной дыры или нейтронной звезды. Ожидается, что звезды SMC Вольфа-Райе будут относительно массивными и относительно недолговечными, оставляя после себя черные дыры. Они также являются хорошими кандидатами на гамма-всплески, если вращаются достаточно быстро. [ 29 ]
См. также
[ редактировать ]- WR 25 , похожая звезда в туманности Киля.
- Список самых массивных звезд
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с д Хог, Э.; Кузьмин А.; Бастиан, У.; Фабрициус, К.; Куимов, К.; Линдегрен, Л.; Макаров В.В.; Розер, С. (1998). «Справочный каталог TYCHO». Астрономия и астрофизика . 335 : Л65. Бибкод : 1998A&A...335L..65H .
- ^ «HD 5980» . Международный переменный звездный индекс . ААВСО . Проверено 21 ноября 2022 г.
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж Фоэллми, Дж.; Кенигсбергер, Г .; Георгиев Л.; Толедано, О.; Марченко С.В.; Мэсси, П.; Далл, TH; Моффат, AFJ; Моррелл, Н.; Коркоран, М.; Кауфер, А.; Назе, Ю.; Питтард, Дж.; Сент-Луис, Северная Каролина; Фуллертон, А.; Масса, Д.; Поллок, АМТ (2008). «Новое понимание природы двоичного кода SMC WR/LBV HD 5980». Мексиканский журнал астрономии и астрофизики . 44 : 3–27. arXiv : 0711.4858 . Бибкод : 2008RMxAA..44....3F .
- ^ Арп, Х. (1960). «Фотометрия южного полушария. VIII. Цефеиды в Малом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал . 65 : 404. Бибкод : 1960AJ.....65..404A . дои : 10.1086/108284 .
- ^ Хёг, Э.; Фабрициус, К.; Макаров В.В.; Урбан, С.; Корбин, Т.; Вайкофф, Г.; Бастиан, У.; Швекендик, П.; Виценец, А. (2000). «Каталог 2,5 миллионов ярчайших звезд Тихо-2». Астрономия и астрофизика . 355 : Л27. Бибкод : 2000A&A...355L..27H . дои : 10.1888/0333750888/2862 . ISBN 0333750888 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Георгиев Леонид; Кенигсбергер, Глория; Хиллер, Д. Джон; Моррелл, Нидия; Барба, Родольфо; Гамен, Роберто (2011). «Структура ветра и изменения светимости в переменной Вольфа-Райе / Luminous Blue HD 5980» . Астрономический журнал . 142 (6): 191. Бибкод : 2011AJ....142..191G . дои : 10.1088/0004-6256/142/6/191 . hdl : 11336/9695 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Кенигсбергер, Глория; Моррелл, Нидия; Хиллер, Д. Джон; Гамен, Роберто; Шнайдер, Фабиан Р.Н.; Гонсалес-Хименес, Николас; Лангер, Норберт; Барба, Родольфо (2014). «Множественная система HD 5980: массы и эволюционный статус». Астрономический журнал . 148 (4): 62. arXiv : 1408.0556 . Бибкод : 2014AJ....148...62K . дои : 10.1088/0004-6256/148/4/62 . S2CID 118348677 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д Шенар, Т.; Хайнич, Р.; Тодт, Х.; Сандер, А.; Хаманн, В.-Р.; Моффат, AFJ; Элдридж, Джей-Джей; Пабло, Х.; Оскинова, Л.М.; Ричардсон, Северная Дакота (2016). «Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке: II. Анализ двойных систем». Астрономия и астрофизика . 1604 : А22. arXiv : 1604.01022 . Бибкод : 2016A&A...591A..22S . дои : 10.1051/0004-6361/201527916 . S2CID 119255408 .
- ^ Перейти обратно: а б с Дриссен, Лоран; Кроутер, Пол А.; Смит, Линда Дж.; Роберт, Кармель ; Рой, Жан-Рене; Хиллер, Д. Джон (2001). «Физические параметры извергающихся светящихся синих переменных: NGC 2363-V1 поймана с поличным». Астрофизический журнал . 546 (1): 484–495. arXiv : astro-ph/0008221 . Бибкод : 2001ApJ...546..484D . дои : 10.1086/318264 . S2CID 13845711 .
- ^ Перейти обратно: а б Пасеманн, Диана; Рюлинг, Юте; Хаманн, Вольф-Райнер (2011). «Спектральный анализ звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Бюллетень Королевского общества наук Льежа . 80 : 180–184. Бибкод : 2011BSRSL..80..180P .
- ^ Перейти обратно: а б с Кенигсбергер, Глория; Георгиев Леонид; Хиллер, Д. Джон; Моррелл, Нидия; Барба, Родольфо; Гамен, Роберто (2010). «40-летний цикл изменчивости светящейся синей переменной/двойной системы Вольфа-Райе HD 5980?» . Астрономический журнал . 139 (6): 2600–2611. Бибкод : 2010AJ....139.2600K . дои : 10.1088/0004-6256/139/6/2600 . hdl : 11336/9583 .
- ^ Назе, Ю.; и др. (ноябрь 2002 г.). «Рентгеновское исследование поля NGC 346 в Малом Магеллановом Облаке I. Светящаяся синяя переменная HD 5980 и скопление NGC 346». Астрофизический журнал . 580 (1): 225–234. arXiv : astro-ph/0208289 . Бибкод : 2002ApJ...580..225N . дои : 10.1086/343079 . S2CID 118907796 .
- ^ Перье, К.; Брейзахер, Дж.; Рау, Г. (сентябрь 2009 г.). «Декодирование изменений блеска в затменных двойных системах Вольфа-Райе. I. Неклассический подход к решению кривых блеска» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 503 (3): 963–972. arXiv : 0906.4629 . Бибкод : 2009A&A...503..963P . дои : 10.1051/0004-6361/200911707 . S2CID 16689151 . Проверено 19 июля 2022 г.
- ^ Пикеринг, ЕС; Флеминг, WP (1901). «Объекты, имеющие своеобразные спектры» . Астрофизический журнал . 14 : 144. Бибкод : 1901ApJ....14..144P . дои : 10.1086/140844 .
- ^ Кэннон, Энни Дж.; Пикеринг, Эдвард К. (1918). «Каталог Генри Дрейпера 0h, 1h, 2h и 3h». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 91 : 1. Бибкод : 1918АнХар..91....1С .
- ^ Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд О». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Бибкод : 1930BHarO.878....1P .
- ^ Праздник, МВт; Теккерей, AD; Весселинк, AJ (1960). «Самые яркие звезды Магеллановых Облаков» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 121 (4): 337–385. Бибкод : 1960MNRAS.121..337F . дои : 10.1093/mnras/121.4.337 .
- ^ Хоффман, М.; Стифт, MJ; Моффат, AFJ (1978). «Затменное малое Магелланово облако, двойная система Вольфа-Райе HD 5980» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 90 : 101. Бибкод : 1978PASP...90..101H . дои : 10.1086/130287 .
- ^ Ниемела, В.С.; Барба, Р.Х.; Моррелл, Нью-Йорк; Корти, М. (1997). «Двоичная система HD 5980: компоненты и спектральные типы». У Антонеллы Ноты ; Хенни Ламерс (ред.). Светящиеся синие переменные: массивные звезды в переходном периоде . Серия конференций ASP. Том. 120. с. 222. Бибкод : 1997ASPC..120..222N .
- ^ Кенигсбергер, Г. (2004). «О природе затменной двойной системы LBV/WR HD 5980». Мексиканский журнал астрономии и астрофизики . 40 : 107. Бибкод : 2004RMxAA..40..107K .
- ^ Колачек-Шимански, Пенсильвания; Пигульский А.; Михальска, Г.; Моздьерский, Д.; Розански, Т. (2021). «Звезды с массивным сердцебиением из TESS. I. TESS секторы 1–16». Астрономия и астрофизика . 647 : А12. arXiv : 2012.11559 . Бибкод : 2021A&A...647A..12K . дои : 10.1051/0004-6361/202039553 . S2CID 229340405 .
- ^ Перейти обратно: а б Моффат, AFJ; Марченко С.В.; Барцакос, П.; Ниемела, В.С.; Черрути, Массачусетс; Магальяйнс, AM; Балона, Л.; Сент-Луис, Северная Каролина; Сеггевисс, В.; Ламонтань, Р. (1998). «Светящийся затменный SMC OB + WN Binary HD 5980 до и во время недавнего всплеска, подобного LBV: экстремальный случай сталкивающихся ветров» . Астрофизический журнал . 497 (2): 896–911. Бибкод : 1998ApJ...497..896M . дои : 10.1086/305475 .
- ^ Хейдари-Малаери, М.; Рау, Г.; Эсслингер, О. (1997). «Спектр HD 5980, подобный WN 11, на ранних стадиях извержения 1994 года». У Антонеллы Ноты ; Хенни Ламерс (ред.). Светящиеся синие переменные: массивные звезды в переходном периоде . Серия конференций ASP. Том. 120. с. 243. Бибкод : 1997ASPC..120..243H .
- ^ Кенигсбергер, Глория; Шор, Стив; Гинан, Эд; Ауэр, Лоуренс (1996). «Вспышка двойной системы Вольфа-Райе HD 5980 в Малом Магеллановом облаке: спектральный переход от B1.5Ia(+) к WN6 и сопутствующая кривая блеска». Мексиканский журнал астрономии и астрофизики, серия конференций . 5 : 92. Бибкод : 1996RMxAC...5...92K .
- ^ Кенигсбергер, Г.; Ауэр, Л.Х.; Георгиев Л.; Гинан, Э. (1998). «Вариации скорости ветра в светящейся синей извергающейся звезде переменного типа двойной системы Вольфа-Райе HD 5980». Астрофизический журнал . 496 (2): 934–945. Бибкод : 1998ApJ...496..934K . дои : 10.1086/305398 . S2CID 122986076 .
- ^ Георгий, К.; Экстрем, С.; Эггенбергер, П.; Мейне, Г.; Хеммерле, Л.; Медер, А.; Гранада, А.; Гро, Дж. Х.; Хирши, Р.; Моулави, Н.; Юсоф, Н.; Шарбоннель, К.; Декрессин, Т.; Барблан, Ф. (2013). «Сетки звездных моделей с вращением». Астрономия и астрофизика . 558 : А103. arXiv : 1308.2914 . Бибкод : 2013A&A...558A.103G . дои : 10.1051/0004-6361/201322178 . S2CID 119303374 .
- ^ Фоэллми, К.; Моффат, AFJ; Герреро, Массачусетс (2003). «Двойные системы Вольфа--Райе в Магеллановых облаках и последствия для эволюции массивных звезд - I. Малое Магелланово Облако» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (2): 360–388. Бибкод : 2003MNRAS.338..360F . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06052.x .
- ^ Мэсси, Филип; Олсен, КАГ; Паркер, Дж. Вм. (2003). «Открытие 12-й звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (813): 1265–1268. arXiv : astro-ph/0308237 . Бибкод : 2003PASP..115.1265M . дои : 10.1086/379024 . S2CID 15609362 .
- ^ Перейти обратно: а б Юн, Южная Каролина; Лангер, Н. (2005). «Эволюция быстро вращающихся массивных звезд с низким содержанием металлов в сторону гамма-всплесков». Астрономия и астрофизика . 443 (2): 643–648. arXiv : astro-ph/0508242 . Бибкод : 2005A&A...443..643Y . дои : 10.1051/0004-6361:20054030 . S2CID 16528030 .
- ^ Кенигсбергер, Г.; Моррелл, Н.; Хиллиер, диджей; Гамен, Р.; Шнайдер, Ф.; Гонсалес-Хименес, Н.; Лангер, Н.; Барба, Р. (2014). «Множественная система HD 5980: массы и эволюционный статус». Астрономический журнал . 148 (4): 13. arXiv : 1408.0556 . Бибкод : 2014AJ....148...62K . дои : 10.1088/0004-6256/148/4/62 . S2CID 118348677 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Астрономическая фотография дня НАСА: Сердце в NGC 346 (14 февраля 2003 г.)
- Рентгеновское изображение Чандры
- Солстанция (много изображений)
| Звезды |
| ||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||
| Звезда кластеры |
| ||||||||||
| |||||||||||
| Галактики |
| ||||||||||
