✖


Jump to content

Список самых массивных звезд

Эта статья о массовости. Чтобы узнать о радиусе, см. Список крупнейших известных звезд .

Это список самых массивных звезд , которые были обнаружены, в солнечной массы единицах ( M ☉ ).

Неопределенности и предостережения

[ редактировать ]

Большинство перечисленных ниже масс оспариваются и, являясь предметом текущих исследований, остаются под контролем и подлежат постоянному пересмотру их масс и других характеристик. Действительно, многие из масс, перечисленных в таблице ниже, выведены из теории, используя сложные измерения температуры яркости звезд абсолютной и . Все массы, перечисленные ниже, неопределенны: и теория, и измерения расширяют границы современных знаний и технологий. И теории, и измерения могут быть неверными.

Впечатление художника от диска затемняющего материала вокруг массивной звезды.

Осложнения, связанные с расстоянием и затемняющими облаками.

[ редактировать ]

Поскольку массивные звезды редки, астрономам приходится смотреть очень далеко от Земли , чтобы найти их. Все перечисленные звезды находятся на расстоянии многих тысяч световых лет, что затрудняет измерения. Помимо того, что многие звезды такой огромной массы находятся далеко, они окружены облаками истекающего газа, созданными чрезвычайно мощными звездными ветрами ; окружающий газ мешает и без того труднодоступным измерениям температуры и блеска звезд, что значительно усложняет задачу оценки внутреннего химического состава и структуры. [а] Это препятствие приводит к трудностям в определении параметров, необходимых для расчета массы звезды.

Эта Киля — яркое пятно, скрытое в двулопастном пылевом облаке . Это самая массивная звезда, имеющая обозначение Байера . Только за последние несколько десятилетий было обнаружено, что это (по крайней мере) две звезды.

И затемняющие облака, и большие расстояния также затрудняют оценку того, является ли звезда просто одним сверхмассивным объектом или, вместо этого, представляет собой множественную звездную систему . Некоторые из «звезд», перечисленных ниже, на самом деле могут быть двумя или более спутниками, вращающимися слишком близко друг к другу, чтобы наши телескопы могли их различить; каждая звезда, возможно, сама по себе массивна, но не обязательно «сверхмассивна», чтобы находиться в этом списке или находиться в верхней части списка. это.И, конечно, возможны и другие комбинации – например, сверхмассивная звезда с одним или несколькими спутниками меньшего размера или более чем одной звездой-гигантом – но не имея возможности ясно видеть внутреннюю часть окружающего облака, трудно понять, какой объект на самом деле генерирует яркая точка света, видимая с Земли.

В более глобальном масштабе статистика звездного населения, похоже, указывает на то, что верхний предел массы находится в диапазоне 100–200 солнечных масс. [1] поэтому любая оценка массы выше этого диапазона является подозрительной.

Редкие надежные оценки

[ редактировать ]

Затменные двойные звезды — единственные звезды, массы которых оценены с некоторой уверенностью. Однако обратите внимание, что почти все массы, перечисленные в таблице ниже, были получены косвенными методами; лишь немногие из масс в таблице определены с использованием затменных систем.

Среди наиболее надежных перечисленных масс — массы затменно-двойных NGC 3603-A1 , WR 21a и WR 20a . Массы всех трех были получены из орбитальных измерений. [б] Это включает в себя измерение их лучевых скоростей , а также кривых блеска. Лучевые скорости дают только минимальные значения масс в зависимости от наклонения, но кривые блеска затменных двойных систем дают недостающую информацию: наклон орбиты к нашему лучу зрения.

Актуальность звездной эволюции

[ редактировать ]

Некоторые звезды, возможно, когда-то были более массивными, чем сегодня. Вероятно, многие крупные звезды претерпели значительную потерю массы (возможно, до нескольких десятков масс Солнца). Эта масса могла быть выброшена суперветрами : высокоскоростными ветрами, которые уносятся горячей фотосферой в межзвездное пространство. Этот процесс формирует увеличенную протяженную оболочку вокруг звезды, которая взаимодействует с близлежащей межзвездной средой и насыщает прилегающий объем пространства элементами тяжелее водорода или гелия. [с]

Есть также – или, скорее, были – звезды, которые могли бы появиться в списке, но больше не существуют как звезды или являются самозванцами сверхновых ; сегодня мы видим только их обломки. [д] Массы звезд-предшественников, которые послужили толчком к этим разрушительным событиям, можно оценить по типу взрыва и выделившейся энергии, но эти массы не здесь указаны.

Этот список касается только «живых» звезд – тех, которые все еще наблюдаются земными наблюдателями как активные звезды: все еще участвующие в внутреннем ядерном синтезе , генерирующем тепло и свет. То есть свет, приходящий сейчас на Землю в виде изображений перечисленных звезд, по-прежнему показывает, что они внутренне генерируют новую энергию с того времени (в далеком прошлом), когда излучался принимаемый сейчас свет. Из списка специально исключаются как белые карлики – бывшие звезды, которые сейчас считаются «мертвыми», но излучающие остаточное тепло, так и черные дыры – фрагментарные остатки взорвавшихся звезд, которые гравитационно коллапсировали , хотя аккреционные диски, окружающие эти черные дыры, могут генерировать тепло или свет снаружи остатков звезды (теперь внутри черной дыры), излучаемый падающей материей (см. § Черные дыры ниже).

Пределы массы

[ редактировать ]

Есть два взаимосвязанных теоретических ограничения на то, насколько массивной может быть звезда: предел аккреционной массы и предел массы Эддингтона .

связан Предел аккреции с образованием звезд: после примерно 120 M ☉ аккреции в протозвезде объединенная масса должна была стать достаточно горячей, чтобы ее тепло могло отогнать любое дальнейшее поступающее вещество. По сути, протозвезда достигает точки, в которой она испаряет уже собранный материал так же быстро, как собирает новый материал.
Предел Эддингтона основан на световом давлении ядра уже сформировавшейся звезды: когда масса превысит ~150 M ☉ , интенсивность света, излучаемого ядром звезды Населения I, станет достаточной для того, чтобы световое давление, выталкивающееся наружу, превысит гравитационная сила притянет внутрь, и поверхностный материал звезды сможет свободно уплыть в космос. Поскольку разный состав делает их более прозрачными, звезды популяций II и III имеют более высокие и гораздо более высокие пределы массы соответственно.

Пределы аккреции

[ редактировать ]

Астрономы уже давно выдвинули гипотезу, что, когда протозвезда вырастет до размера более 120 M ☉ , должно произойти что-то радикальное. [2] Хотя предел может быть расширен для очень ранних звезд населения III , и хотя точное значение неизвестно, если какие-либо звезды все еще существуют выше 150–200 M ☉, они бросят вызов современным теориям звездной эволюции .

Изучая скопление Арки , которое в настоящее время является самым плотным известным скоплением звезд в нашей галактике астрономы подтвердили, что ни одна звезда в этом скоплении не превышает примерно 150 M☉ . ,

Скопление R136 представляет собой необычайно плотное скопление молодых горячих голубых звезд.

Редкие сверхмассивные звезды, превышающие этот предел (например, в звездном скоплении R136 ), можно объяснить следующим предположением: некоторые пары массивных звезд на близких орбитах в молодых, нестабильных многозвездных системах должны в редких случаях сталкиваться и сливаются, когда возникают определенные необычные обстоятельства, которые делают столкновение возможным. [3]

Предел массы Эддингтона

[ редактировать ]
Основная статья: светимость Эддингтона

Ограничение Эддингтона на звездную массу возникает из-за светового давления: для достаточно массивной звезды внешнее давление лучистой энергии, генерируемой ядерным синтезом в ядре звезды, превышает внутреннее притяжение ее собственной гравитации. Наименьшая масса, при которой этот эффект активен, — это предел Эддингтона .

Звезды с большей массой имеют более высокую скорость генерации энергии ядра, а светимость более тяжелых звезд увеличивается далеко не пропорционально увеличению их массы. — Предел Эддингтона это точка, за которой звезда должна развалиться на части или, по крайней мере, потерять достаточно массы, чтобы снизить выработку внутренней энергии до более низкой, поддерживаемой скорости. Фактическая масса предельной точки зависит от того, насколько непрозрачен газ в звезде, а звезды Населения I, с низким содержанием металлов богатые металлами, имеют более низкие пределы массы, чем звезды Населения II . До своей гибели гипотетические звезды Населения III, не содержащие металлов , имели максимально допустимую массу, где-то около 300 M ☉ .

Теоретически более массивная звезда не могла бы удержаться из-за потери массы в результате истечения звездного материала. На практике теоретический предел Эддингтона эмпирический предел Хамфриса-Дэвидсона . должен быть изменен для звезд высокой светимости, и вместо него используется [4]

Список самых массивных известных звезд

[ редактировать ]
Легенда
Звезда Вольфа – Райе
Светящаяся синяя переменная
звезда О-типа
Звезда B-типа

В следующих двух списках показаны некоторые известные звезды, включая звезды рассеянного скопления , ассоциации OB и региона H II . Несмотря на свою высокую светимость, многие из них, тем не менее, слишком далеки, чтобы их можно было наблюдать невооруженным глазом. Видимая величина звезд, которые хотя бы иногда видны невооруженным глазом (6,5 или ярче), выделена синим цветом.

В первом списке приведены звезды, размер которых оценивается в 60 M ☉ или больше; большинство из которых показано. включены некоторые известные звезды размером менее 60 M ☉ Во второй список для сравнения . Метод, используемый для определения массы каждой звезды, включен, чтобы дать представление о неопределенности данных; Обратите внимание, что массу двойных звезд можно определить гораздо точнее. Массы, перечисленные ниже, представляют собой текущую (развитую) массу звезд, а не их начальную (формировавшуюся) массу.

Звезды с 60 M ☉ или больше
Имя звезды Расположение Масса
( M ☉ ) 		Прибл. расст.
( ли ) 		Спектральный тип Приложение вид. нравится. Эфф. темп.
( К ) 		Масса есть.
метод 		Связь Ссылка.
БАТ99-98 Туманность Тарантул 226 [и] 165,000 ВН6 13.37 45,000 спектроскопия СИМБАД [5] [6]
Р136а1 Туманность Тарантул 196 +34
−27 		163,000 WN5h 12.23 46,000 эволюция СИМБАД [7] [8]
Мельник 42 Туманность Тарантул 189 163,000 O2If* 12.78 47,300 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ВФТС 1022 Туманность Тарантул 178 164,000 O3.5If*/WN7 13.47 42,200 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
Вестерхаут 51 -57 Вестерхаут 51 160 20,000 О4В 16.66
J-группа 		42,700 эволюция [10]
Р136а3 Туманность Тарантул 155 163,000 WN5h 12.97 50,000 эволюция СИМБАД [7] [8]
ВФТС 682 Туманность Тарантул 153 164,000 WN5h 16.08 52,200 спектроскопия СИМБАД [11] [6]
HD 15558 А ИК 1805 ≥ 152 ± 51 24,400 O5.5III(ж) 7.87
комбинированный 		39,500 двоичный СИМБАД [12] [13]
Р136а2 Туманность Тарантул 151 163,000 WN5h 12.34 50,000 эволюция СИМБАД [7] [8]
Вестерхаут 51 -3 Вестерхаут 51 148 +105
−82 		20,000 О3-8В 17.79
J-группа 		39,800 эволюция СИМБАД [10]
Мельника 34 А Туманность Тарантул 147 ± 22 163,000 WN5h 13.09
комбинированный 		53,000 двоичный СИМБАД [14] [6]
ВФТС 482 Туманность Тарантул 145 164,000 O3If*/WN6-A 12.95 42,200 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
Р136с Туманность Тарантул 142 163,000 WN5h 13.43 51,000 эволюция СИМБАД [15] [6]
ВФТС 1021 Туманность Тарантул 141 164,000 O4 Если+ 13.35 39,800 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ЛХ 10 -3209 А НГК 1763 140 160,000 O3III(ф*) 11.859
комбинированный 		42,500 спектроскопия СИМБАД [16] [17] [ф]
Мельника 34 Б Туманность Тарантул 136 ± 20 163,000 WN5h 13.09
комбинированный 		53,000 двоичный СИМБАД [14] [6]
Вестерхаут 51 д Вестерхаут 51 135 20,000 15.11
J-группа 		42,700 эволюция [10]
ВФТС 545 Туманность Тарантул 133 164,000 O2If*/WN5 13.32 47,300 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
HD 97950 Б WR 43b в HD 97950 132 24,800 WN6h 11.33 42,000 спектроскопия СИМБАД [18] [19]
HD 269810 НГК 2029 130 163,000 O2III(ф*) 12.22 52,500 спектроскопия СИМБАД [20] [21]
Р136а7 Туманность Тарантул 127 163,000 O3III(ф*) 13.97 54,000 эволюция СИМБАД [22] [6]
WR 42-й HD 97950 123 25,000 O3If*/WN6 14.53 43,000 выброс СИМБАД [23] [г]
ВФТС 506 Туманность Тарантул 122 164,000 ОН2В((n))((f*)) 13.31 47,300 спектроскопия СИМБАД [11] [6]
HD 97950 А1а WR 43a A в HD 97950 120 24,800 WN6h 11.18
комбинированный 		42,000 двоичный СИМБАД [18] [19]
ЛСС 4067 ХМ 1 120 11,000 O4.5Иппе 11.44 40,000 эволюция СИМБАД [24] [25]
ВР 93 Писмис 24 120 5,900 ЧМ7 10.68 71,000 эволюция СИМБАД [24] [13]
Ск -69° 212 НГК 2044 119 160,000 O6Если 12.416 45,400 эволюция СИМБАД [26] [17]
Ск -69° 249 А НГК 2074 119 160,000 O7Если 12.02
комбинированный 		38,900 эволюция СИМБАД [26] [27]
СТ5-31 НГК 2074 119 160,000 О2-3(н)фп 12.273 50,700 эволюция СИМБАД [26] [28]
Р136а5 Туманность Тарантул 116 157,000 O2I(n)f* 13.71 48,000 эволюция СИМБАД [22] [6]
МСП 183 Вестерлунд 2 115 20,000 О3В(ф) 13.878 46,300 спектроскопия СИМБАД [29] [30]
ВР 24 Коллиндер 228 114 14,000 WN6ha-w 6.48 50,100 эволюция СИМБАД [31] [32]
HD 97950 С 1 WR 43c A в HD 97950 113 24,800 WN6h 11.89
комбинированный 		44,000 спектроскопия СИМБАД [18] [19] [ф]
Арки -F9 WR 102ae в скоплении Арки 111.3 25,000 ВН8-9ч 16.1
J-группа 		36,600 спектроскопия СИМБАД [33] [34]
Лебедь OB2 #12 А Лебедь OB2 110 5,200 B3–4 Это+ 11.702
комбинированный 		13,700 спектроскопия СИМБАД [35] [36] [ф]
HD 93129 Аа Трамплер 14 110 7,500 O2If 6.9
комбинированный 		42,500 тройственный СИМБАД [37] [13]
ХШ95-36 Туманность Тарантул 110 163,000 O2 Если* 14.41 49,500 эволюция СИМБАД [22] [6]
146 рэндов Туманность Тарантул 109 164,000 ВН4 13.11 63,000 спектроскопия СИМБАД [5] [6]
Р136а4 Туманность Тарантул 108 157,000 O3 V((f*))(n) 13.41 50,000 эволюция СИМБАД [22] [6]
ВФТС 621 Туманность Тарантул 107 164,000 O2V((f*))z 15.39 54,000 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
Р136а6 Туманность Тарантул 105 157,000 O2I(n)f*p 13.35 52,000 эволюция СИМБАД [22] [6]
Вестерхаут 49 -3 Вестерхаут 49 105 36,200 О3-О7В 16.689
J-группа 		40,700 эволюция СИМБАД [38] [39]
ВР 21а А Сбежавшая звезда из Вестерлунда 2 103.6 26,100 O3/WN5ha 12,661 вместе взятых 45,000 двоичный СИМБАД [40] [21]
99 рэндов N44 103 164,000 Оффе/WN9 11.52 28,000 спектроскопия СИМБАД [5] [13]
Арки -F6 WR 102ah в кластере Arches 101 25,000 ВН8-9ч 15.75
J-группа 		33,900 спектроскопия СИМБАД [33] [34]
Ск -65° 47 НГК 1923 101 160,000 O4If 12.466 47,800 эволюция СИМБАД [26] [17]
Арки -F1 WR 102ad в кластере Arches 100.9 25,000 ВН8-9ч 16.3
J-группа 		33,200 спектроскопия СИМБАД [33] [34]
Пион Стар WR 102ka в туманности Пион 100 26,000 Оффе/WN9 12.978
J-группа 		25,100 спектроскопия СИМБАД [41] [39]
ВФТС 457 Туманность Тарантул 100 164,000 O3.5If*/WN7 13.74 39,800 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
η Киля А Трамплер 16 100 7,500 ЛБВ 4.3
комбинированный 		9,400–35,200 спектроскопия СИМБАД [42] [43]
Мерсер 30 -1 А WR 46-3 A в Mercer 30 99 40,000 10.33
J-группа 		32,200 эволюция СИМБАД [44] [час] [ф]
Ск -68° 137 Туманность Тарантул 99 160,000 13.346 50,000 спектроскопия СИМБАД [16] [17]
ВР 25 А Трамплер 16 98 6,500 O2.5Если* 8.8
комбинированный 		50,100 эволюция СИМБАД [31] [13] [ф]
С 253 сбежавшая звезда из туманности Тарантул 97.6 164,000 О2В 13.76 54,000 спектроскопия СИМБАД [15] [45]
Р136а8 Туманность Тарантул 96 157,000 О2–3В [46] 14.42 49,500 эволюция СИМБАД [22] [46]
HD 38282 Б Туманность Тарантул 95 163,000 11.11
комбинированный 		47,000 двоичный СИМБАД [47] [21]
ХМ 1-6 ХМ 1 95 11,000 11.64 44,700 эволюция СИМБАД [24] [48]
НГК 3603-42 HD 97950 95 25,000 12.86 50,000 спектроскопия СИМБАД [16] [19]
Р139 А Туманность Тарантул 95 163,000 11.94
комбинированный 		35,000 двоичный СИМБАД [5] [6]
БАТ99-6 НГК 1747 94 165,000 11.95 56,000 спектроскопия СИМБАД [5] [17]
Ск -66° 172 N64 94 160,000 13.1 46,300 спектроскопия СИМБАД [16] [17] [я]
СТ2-22 НГК 2044 94 160,000 14.3 51,300 эволюция СИМБАД [26] [49]
ВФТС 259 Туманность Тарантул 94 164,000 13.65 37,600 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ВФТС 562 Туманность Тарантул 94 164,000 13.66 42,200 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ВФТС 512 Туманность Тарантул 93 164,000 14.28 47,300 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
HD 97950 А1б WR 43a B в HD 97950 92 24,800 WN6h [50] 11.18
комбинированный 		40,000 двоичный СИМБАД [18] [19]
Р136б Туманность Тарантул 92 163,000 13.24 35,500 эволюция СИМБАД [22] [6]
ВФТС 16 Туманность Тарантул 91.6 164,000 13.55 50,600 спектроскопия СИМБАД [15] [6]
HD 97950 А3 HD 97950 91 24,800 12.95 50,000 спектроскопия СИМБАД [16] [19]
НГК 346 -W1 НГК 346 91 200,000 12.57 43,400 эволюция СИМБАД [26] [51]
Вестерхаут 49-2 Вестерхаут 49 90–240, 250 ± 120 36,200 18.246
J-группа 		35,500 спектроскопия СИМБАД [38] [39]
127 рэндов НГК 2055 90 160,000 10.15 10,000–27,000 эволюция СИМБАД [52] [21]
ВФТС 333 Туманность Тарантул 90 164,000 12.49 37,600 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ВФТС 267 Туманность Тарантул 89 164,000 13.49 44,700 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ВФТС 64 Туманность Тарантул 88 164,000 14.621 39,800 спектроскопия СИМБАД [9] [17]
БАТ99-80 А НГК 2044 87 165,000 13
комбинированный 		45,000 спектроскопия СИМБАД [26] [49]
140б рэндов Туманность Тарантул 87 165,000 12.66 47,000 спектроскопия СИМБАД [5] [6]
ВФТС 542 Туманность Тарантул 87 164,000 13.47 44,700 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ВФТС 599 Туманность Тарантул 87 164,000 13.8 44,700 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ВР 89 ХМ 1 87 11,000 11.02 39,800 эволюция СИМБАД [31] [21]
Арки -F7 WR 102aj в кластере Arches 86.3 25,000 15.74
J-группа 		32,900 спектроскопия СИМБАД [33] [34]
Ск -69° 104 НГК 1910 86 160,000 12.1 39,900 эволюция СИМБАД [26] [17]
ВФТС 1017 Туманность Тарантул 86 164,000 14.5 50,100 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ЛХ 10 -3061 НГК 1763 85 160,000 13.491 52,000 спектроскопия СИМБАД [16] [17]
Ск 80 НГК 346 85 200,000 12.31 38,900 эволюция СИМБАД [26] [53]
ВФТС 603 Туманность Тарантул 85 164,000 13.99 42,200 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
Ск -70° 91 БСДЛ 1830 84.09 165,000 12.78 48,900 эволюция СИМБАД [54] [17] [Дж]
147 рэндов Туманность Тарантул 84 164,000 12.993 47,300 спектроскопия СИМБАД [9] [55]
HD 93250 А Трамплер 16 83.3 7,500 7.5
комбинированный 		46,000 эволюция СИМБАД [56] [13] [ф]
Мельник 33На А Туманность Тарантул 83 163,000 13.79
комбинированный 		50,000 эволюция СИМБАД [57] [58]
ВР 20а А Вестерлунд 2 82.7 20,000 13.28
комбинированный 		43,000 двоичный СИМБАД [59]
ТИЦ 276934932 А НГК 2048 82 160,000 14.05
комбинированный 		45,000 спектроскопия СИМБАД [16] [17]
ВР 20а Б Вестерлунд 2 81.9 20,000 13.28
комбинированный 		43,000 двоичный СИМБАД [59]
Трамплер 27 -27 Трамплер 27 81 3,900 13.31 37,000 эволюция СИМБАД [24] [21]
БАТ99-96 Туманность Тарантул 80 165,000 13.76 42,000 спектроскопия СИМБАД [5] [6]
HD 15570 ИК 1805 80 7,500 8.11 46,000 спектроскопия СИМБАД [12] [13]
HD 38282 А Туманность Тарантул 80 163,000 11.11
комбинированный 		47,000 двоичный СИМБАД [47] [21]
ХШ95-46 Туманность Тарантул 80 163,000 14.56 47,500 эволюция СИМБАД [22] [6]
Арки -F15 Кластер Арки 79.7 25,000 16.12
J-группа 		35,600 спектроскопия СИМБАД [33] [34]
С 237 БСДЛ 2527 79.66 165,000 13.83 51,300 спектроскопия СИМБАД [54] [17] [к]
ВФТС 94 Туманность Тарантул 79 164,000 14.161 42,200 спектроскопия СИМБАД [9] [17]
ВФТС 151 Туманность Тарантул 79 164,000 14.13 42,200 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ЛХ 41 -32 НГК 1910 78 160,000 13.086 48,200 эволюция СИМБАД [26] [17]
Писмис 24 -17 Писмис 24 78 5,900 11.84 42,700 спектроскопия СИМБАД [60] [48]
ВФТС 404 Туманность Тарантул 78 164,000 14.14 44,700 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
Вестерхаут 51 -2 Вестерхаут 51 77 +26
−22 		20,000 13.68
J-группа 		42,700 эволюция СИМБАД [10]
БАТ99-68 БСДЛ 2505 76 165,000 14.13 45,000 спектроскопия СИМБАД [5] [17] [л]
HD 93632 Коллиндер 228 76 10,000 8.23 45,400 эволюция СИМБАД [24] [13]
НГК 346 -W3 НГК 346 76 200,000 12.8 52,500 эволюция СИМБАД [26] [51]
ВФТС 169 Туманность Тарантул 76 164,000 14.437 47,300 спектроскопия СИМБАД [9] [17]
ВФТС 440 Туманность Тарантул 76 164,000 12.046 39,800 спектроскопия СИМБАД [9] [17]
АБ1 ДЕМ S10 75 197,000 15.238 79,000 спектроскопия СИМБАД [61] [51] [м]
ВР 22 А Бохум 10 75 8,300 6.42
комбинированный 		44,700 эволюция СИМБАД [31] [13] [н]
Писмис 24-1 СВ Писмис 24 74 6,500 11 42,500 двоичный СИМБАД [60] [62]
ВФТС 608 Туманность Тарантул 74 164,000 14.22 42,200 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ХШ95-31 Туманность Тарантул 73 163,000 14.12 47,500 эволюция СИМБАД [22] [6]
Мерсер 30 -3 Мерсер 30 73 40,000 12.62
J-группа 		39,300 эволюция СИМБАД [44] [час]
Мерсер 30 -11 Мерсер 30 73 40,000 12.33
J-группа 		36,800 эволюция СИМБАД [44] [час]
ВФТС 566 Туманность Тарантул 73 164,000 14.05 44,700 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ЛХ 64 -16 НГК 2001 72 160,000 13.666 50,900 эволюция СИМБАД [26] [28]
НГК 2044 -W35 НГК 2044 72 160,000 14.1 48,200 эволюция СИМБАД [26] [17]
ВФТС 216 Туманность Тарантул 72 164,000 14.389 44,700 спектроскопия СИМБАД [9] [17]
СТ2-1 НГК 2044 71 160,000 14.3 44,100 эволюция СИМБАД [26] [49]
ВФТС 3 Туманность Тарантул 71 164,000 11.56 21,000 спектроскопия СИМБАД [63] [6]
Арки -F12 WR 102af в кластере Arches 70 25,000 16.4
J-группа 		36,900 спектроскопия СИМБАД [33] [34]
HD 15629 ИК 1805 70 7,500 8.42 45,900 спектроскопия СИМБАД [12] [13]
HD 37974 N135 70 163,000 10.99 22,500 спектроскопия СИМБАД [64] [21] [the]
HD 93129 От Трамплер 14 70 7,500 7.31
комбинированный 		44,000 тройственный СИМБАД [37] [65]
М33 Х-7 Б Треугольная галактика 70 2,700,000 18.7 35,000 двоичный СИМБАД [66] [67]
Ск -69° 194 А НГК 2033 70 160,000 12.131
комбинированный 		45,000 эволюция СИМБАД [26] [55] [ф]
ВФТС 125 Туманность Тарантул 69.6 164,000 16.6 55,200 спектроскопия СИМБАД [15] [49]
HD 46150 НГК 2244 69 5,200 6.73 44,000 спектроскопия СИМБАД [16] [13]
HD 229059 Беркли 87 69 3,000 8.7 26,300 эволюция СИМБАД [24] [13]
СТ2-3 2044 БМО NGC 69 160,000 14.264 44,900 эволюция СИМБАД [26] [17]
СТ2-32 НГК 2044 69 160,000 13.903 45,400 эволюция СИМБАД [26] [17]
W28-23 НГК 2033 69 160,000 13.702 51,300 эволюция СИМБАД [26] [28]
HD 93403 А Трамплер 16 68.5 10,400 8.27
комбинированный 		39,300 двоичный СИМБАД [68] [21]
HD 93130 Коллиндер 228 68 10,000 O7II(ф) [69] 8.04 39,900 эволюция СИМБАД [24] [13]
ХМ 1-8 ХМ 1 68 11,000 12.52 46,100 эволюция СИМБАД [24] [48]
ХШ95-47 Туманность Тарантул 68 163,000 14.72 43,500 эволюция СИМБАД [22] [6]
ХШ95-48 Туманность Тарантул 68 163,000 14.75 46,500 эволюция СИМБАД [22] [46]
Вестерхаут 51 -61 Вестерхаут 51 68 20,000 18.16
J-группа 		38,000 эволюция СИМБАД [10] [39]
БАТ99-93 Туманность Тарантул 67 165,000 13.446 45,000 спектроскопия СИМБАД [5] [17]
Ск -69° 200 НГК 2033 67 160,000 11.18 26,300 эволюция СИМБАД [26] [17]
Арки -F18 Кластер Арки 66.9 25,000 16.7
J-группа 		36,900 спектроскопия СИМБАД [33] [34]
Арки -F4 WR 102al в кластере Arches 66.4 25,000 15.63
J-группа 		36,800 спектроскопия СИМБАД [33] [34]
БАТ99-59 А НГК 2020 66 165,000 13.186
комбинированный 		71,000 спектроскопия СИМБАД [5] [17] [ф]
БАТ99-104 Туманность Тарантул 66 165,000 12.5 63,000 спектроскопия СИМБАД [5] [17]
HD 5980 Б НГК 346 66 200,000 11.31
комбинированный 		45,000 тройственный СИМБАД [70] [65]
HD 190429 А возле Барнарда 146 66 7,800 6.63
комбинированный 		46,000 двоичный СИМБАД [71] [13]
ЛХ 31 -1003 НГК 1858 66 160,000 13.186 41,900 эволюция СИМБАД [26] [17]
ЛХ 114 -7 N70 66 160,000 13.66 50,000 спектроскопия СИМБАД [16] [17] [п]
Писмис 24-1 SW Писмис 24 66 6,500 11.1 40,000 двоичный СИМБАД [60] [62]
БАТ99-126 НГК 2081 65 165,000 13.166 71,000 спектроскопия СИМБАД [5] [17]
ХШ95-40 Туманность Тарантул 65 163,000 14.56 47,500 эволюция СИМБАД [22] [6]
ХШ95-58 Туманность Тарантул 65 163,000 14.8 47,500 эволюция СИМБАД [22] [6]
ХШ95-89 Туманность Тарантул 65 163,000 14.76 44,000 спектроскопия СИМБАД [46]
ВФТС 63 Туманность Тарантул 65 164,000 14.4 42,200 спектроскопия СИМБАД [9] [49]
ВФТС 145 Туманность Тарантул 65 164,000 14.3 39,800 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ВФТС 518 Туманность Тарантул 65 164,000 15.11 44,700 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
Вестерхаут 49 -8 Вестерхаут 49 65 36,200 15.617
J-группа 		40,700 эволюция СИМБАД [38] [39]
БД+43° 3654 Сбежавшая звезда из Лебедя OB2 64.6 5,400 10.06 40,400 эволюция СИМБАД [72] [65]
БАТ99-129 А L294 64 165,000 14.701
комбинированный 		79,000 спектроскопия СИМБАД [5] [17] [д] [ф]
ХШ95-50 Туманность Тарантул 64 163,000 14.65 47,000 эволюция СИМБАД [22] [6]
Ск -69° 25 НГК 1748 64 160,000 11.886 43,600 эволюция СИМБАД [26] [17]
Трамплер 27 -23 Трамплер 27 64 3,900 10.09 27,500 эволюция СИМБАД [24] [21]
Вестерхаут 49 -5 Вестерхаут 49 64 36,200 15.623
J-группа 		42,700 эволюция СИМБАД [38] [39]
HD 46223 НГК 2244 63 5,200 7.28 46,000 спектроскопия СИМБАД [16] [13]
HD 64568 НГК 2467 63 16,000 9.39 54,000 спектроскопия СИМБАД [16] [21]
HD 303308 Трамплер 16 63 9,200 8.17 51,300 эволюция СИМБАД [24] [21]
HR 6187 А НГК 6193 63 4,300 5.54
комбинированный 		46,500 Семеричный СИМБАД [73] [13]
ЛХ 10 -3058 НГК 1763 63 160,000 14.089 54,000 спектроскопия СИМБАД [16] [17]
СТ5-71 НГК 2074 63 160,000 13.266 45,400 эволюция СИМБАД [26] [17]
АБ9 S80 62 197,000 15.431 100,000 спектроскопия СИМБАД [61] [51] [р]
Брея 32 Б НГК 1966 62 165,000 12.32
комбинированный 		43,600 эволюция СИМБАД [26] [21]
HD 93160 Трамплер 14 62 8,000 7.6 42,700 эволюция СИМБАД [24] [13]
ХШ95-35 Туманность Тарантул 62 163,000 14.43 47,500 эволюция СИМБАД [22] [6]
ЛХ 41 -1017 НГК 1910 62 160,000 12.266 42,700 эволюция СИМБАД [26] [17]
Мерсер 30 -6а А WR 46-4 A в Mercer 30 62 40,000 10.39
J-группа 		29,900 эволюция СИМБАД [44] [час] [ф]
СТ4-18 НГК 2081 62 160,000 13.639 44,800 эволюция СИМБАД [26] [17]
ВФТС 664 Туманность Тарантул 62 164,000 13.937 39,900 спектроскопия СИМБАД [9] [17]
HD 229196 Лебедь OB9 61.6 5,000 8.59 40,900 эволюция СИМБАД [72] [48]
АБ8 Б НГК 602 61 197,000 О4В 12.83
комбинированный 		45,000 двоичный СИМБАД [70] [74]
БАТ99-79 А НГК 2044 61 165,000 13.486
комбинированный 		42,000 спектроскопия СИМБАД [5] [17] [ф]
HD 5980 А НГК 346 61 200,000 11.31
комбинированный 		21,000–53,000 тройственный СИМБАД [70] [65]
ЛХ 41 -18 НГК 1910 61 160,000 12.586 38,500 эволюция СИМБАД [26] [17]
Мерсер 30 -9 А Мерсер 30 61 40,000 12.25
J-группа 		34,500 эволюция СИМБАД [44] [час] [ф]
СТ5-25 НГК 2074 61 160,000 13.551 48,600 эволюция СИМБАД [26] [28]
ВФТС 422 Туманность Тарантул 61 164,000 15.14 39,800 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
ВР 102хб Пятиплетный кластер 61 26,000 13.9
J-группа 		25,100 эволюция СИМБАД [75] [76]
Ск -67° 166 ГКК-А144 60.68 160,000 12.22 41,800 спектроскопия СИМБАД [54] [17] [с]
Ск -67° 167 ГКК-А144 60.68 160,000 12.586 41,800 спектроскопия СИМБАД [54] [17] [с]
Ск -71° 46 БСДЛ 2242 60.68 160,000 13.241 41,800 спектроскопия СИМБАД [54] [17] [т]
Брей 10 НГК 1770 60 165,000 12.69 117,000 эволюция СИМБАД [26] [21]
Брея 94 А НГК 2081 60 165,000 12.996
комбинированный 		83,000 эволюция СИМБАД [26] [17] [ф]
Брея 95а А НГК 2081 60 165,000 12.2
комбинированный 		83,000 эволюция СИМБАД [26] [77] [ф]
ХШ95-55 Туманность Тарантул 60 163,000 14.74 47,500 эволюция СИМБАД [22] [6]
Мерсер 30 -7 А WR 46-5 A в Mercer 30 60 40,000 11.516
J-группа 		41,400 эволюция СИМБАД [44] [час] [ф]
Р134 Туманность Тарантул 60 164,000 12.75 39,800 спектроскопия СИМБАД [9] [6]
142 рэнда Туманность Тарантул 60 164,000 11.82 18,000 спектроскопия СИМБАД [63] [6]
143 рэнда Туманность Тарантул 60 160,000 12.014 18,000–36,000 эволюция СИМБАД [52] [17]
Ск -69° 142а НГК 1983 60 160,000 11.093 34,000 эволюция СИМБАД [52] [55]
Ск -69° 259 НГК 2081 60 160,000 11.93 23,000 эволюция СИМБАД [26] [21]
Было 83 года Треугольная галактика 60 3,000,000 16.027 18,000–37,000 эволюция СИМБАД [78] [79]
ВФТС 430 Туманность Тарантул 60 164,000 15.11 24,500 спектроскопия СИМБАД [63] [6]


Несколько примечательных крупных звезд с массой менее 60 M ☉ показаны в таблице ниже для целей сравнения, заканчиваясь Солнцем , которое находится очень близко, но в противном случае было бы слишком маленьким, чтобы быть включенным в список. В настоящее время все перечисленные звезды видны невооруженным глазом и относительно близки.

Имя звезды Расположение Масса
( М ☉ , Вс = 1) 		Прибл. расст.
( ли ) 		Приложение вид. нравится. Эфф. темп.
( К ) 		Масса есть.
метод 		Связь Ссылка.
г Корки Наос в Веле R2 Вела Молекулярного хребта 56.1 1,080 2.25 40,000 спектроскопия СИМБАД [71] [13] [в]
λ Цефей Сбежавшая звезда с Цефея OB3 51.4 3,100 5.05 36,000 спектроскопия СИМБАД [71] [13]
τ Canis Majoris Aa НГК 2362 50 5,120 4.89 32,000 эволюция СИМБАД [80] [13]
θ летает Ab Центавр OB1 44 7,400 5.53
комбинированный 		33,000 эволюция СИМБАД [81] [13]
ε Ориона Альнилам в Орионе OB1 Орион комплекса 40 2,000 1.69 27,500 эволюция СИМБАД [82] [13]
я 2 Орионис А Орион OB1 комплекса Орион 39 1,500 5.02 34,900 эволюция СИМБАД [83] [84]
α камелопардалис Беглая звезда из NGC 1502 37.6 6,000 4.29 29,000 эволюция СИМБАД [85] [13]
П Лебеди IC 4996 Лебедя OB1 37 5,100 4.82 18,700 спектроскопия СИМБАД [86] [13] [v]
г 1 Скорпион NGC 6231 Скорпиона OB1 36 8,210 4.705 17,200 спектроскопия СИМБАД [35] [87]
ζ Ориона Аа Альнитак в Орионе OB1 Орион комплекса 33 1,260 2.08 29,500 эволюция СИМБАД [88]
я 1 Орион С 1 Скопление Трапеция комплекса Ориона 33 1,340 5.13
комбинированный 		39,000 эволюция СИМБАД [89] [13]
κ Кассиопеи Кассиопея OB14 33 4,000 4.16 23,500 эволюция СИМБАД [90] [13]
μ Нормы НГК 6169 33 3,260 4.91 28,000 спектроскопия СИМБАД [91] [13]
η Киля Б Трамплер 16 туманности Киля 30 7,500 4.3
комбинированный 		37,200 двоичный СИМБАД [92] [43]
с 2 Велорум Б Много ОБ2 28.5 1,230 1.83
комбинированный 		35,000 эволюция СИМБАД [93] [13]
В нас А В Коллиндере 69 комплекса Орион 27.9 1,100 3.54 37,700 спектроскопия СИМБАД [91] [94]
ξ Персей Менкиб в туманности Калифорния Персея OB2 26.1 1,200 4.04 35,000 эволюция СИМБАД [85] [13]
ВР 79а NGC 6231 Скорпиона OB1 24.4 5,600 5.77 35,000 спектроскопия СИМБАД [91] [13]
Спросите Аа1 В Орион ОВ1 комплекса Орион 24 1,200 2.5
комбинированный 		29,500 эволюция СИМБАД [95] [96]
ι Ориона Aa1 Хатиса в NGC 1980 комплекса Ориона 23.1 1,340 2.77
комбинированный 		32,500 эволюция СИМБАД [97] [98]
κ Крест Кластер шкатулок с драгоценностями Центавра OB1 23 7,500 5.98 16,300 эволюция СИМБАД [99] [65]
ВР 78 NGC 6231 Скорпиона OB1 22 4,100 6.48 50,100 спектроскопия СИМБАД [31] [32]
тот 2 Майор Дог Коллиндер 121 21.4 2,800 3.043 15,500 эволюция СИМБАД [91] [13]
Ригель А В Орион ОВ1 комплекса Орион 21 860 0.13 12,100 эволюция СИМБАД [100] [13]
η Большой Пес Алудра в Коллиндере 121 21 2,000 2.45 15,000 эволюция СИМБАД [90] [13]
ζ Змееносца Верхняя подгруппа Скорпиона Скорпиона OB2 20.2 370 2.569 34,000 эволюция СИМБАД [85] [13]
υ Орионис Орион OB1 комплекса Орион 20 2,900 4.618 33,400 эволюция СИМБАД [101] [102]
σ Ориона Аа Орион OB1 комплекса Орион 18 1,260 4.07
комбинированный 		35,000 спектроскопия СИМБАД [103] [104]
μ Колумба Сбежавшая звезда из скопления Трапеция 16 1,300 5.18 33,000 спектроскопия СИМБАД [105] [13]
Саиф В Орион ОВ1 комплекса Орион 15.5 650 2.09 26,500 эволюция СИМБАД [106] [13]
Лебедь Лебедь OB4 15 3,260 4.233 10,800 эволюция СИМБАД [107] [108]
θ Киля А IC 2602 Скорпиона OB2 14.9 460 2.76
комбинированный 		31,000 эволюция СИМБАД [91] [109]
я 2 Орион Б Орион OB1 комплекса Орион 14.8 1,500 6.38 29,300 спектроскопия СИМБАД [110]
Персей Персей OB2 14.5 750 2.86 20,800 эволюция СИМБАД [106] [13]
σ Орионис Б Орион OB1 комплекса Орион 14 1,260 4.07
комбинированный 		31,000 спектроскопия СИМБАД [103] [104]
β Большого пса Мирзам в локальном пузыре Скорпиона OB2 13.5 490 1.985 23,200 эволюция СИМБАД [111] [112]
ε Персей А α Скопление Персея 13.5 640 2.88
комбинированный 		26,500 эволюция СИМБАД [113] [114]
ι Орионис Аа2 NGC 1980 комплекса Ориона 13.1 1,340 2.77
комбинированный 		27,000 эволюция СИМБАД [97] [98]
δ Скорпиона А Дшубба в Верхнего Скорпиона подгруппе Скорпиона OB2 13 440 2.307
комбинированный 		27,400 эволюция СИМБАД [115] [116]
σ Орион Аб Орион OB1 комплекса Орион 13 1,260 4.07
комбинированный 		29,000 спектроскопия СИМБАД [103] [104]
θ Летит Аа WR 48 в Центавре OB1 11.5 7,400 5.53
комбинированный 		83,000 спектроскопия СИМБАД [117] [13]
с 2 Велорум А WR 11 в Веле OB2 9 1,230 1.83
комбинированный 		57,000 спектроскопия СИМБАД [93] [13]
ρ Змееносец А ρ Облачный комплекс Змееносца Скорпиона OB2 8.7 360 4.63
комбинированный 		22,000 эволюция СИМБАД [91] [13]
Беллатриса В скоплении Беллатрисы комплекса Ориона. 7.7 250 1.64 21,800 эволюция СИМБАД [118] [13]
Антарес Б Петля I Пузырь Скорпиона OB2 7.2 550 5.5 18,500 эволюция СИМБАД [119] [94]
λ Тельца А Звездный поток Рыбы-Эридан 7.18 480 3.47
комбинированный 		18,700 эволюция СИМБАД [120] [121]
δ Персей α Скопление Персея 7 520 3.01 14,900 эволюция СИМБАД [91] [109]
Персей α Скопление Персея 6.2 580 4.31 16,000 эволюция СИМБАД [91] [13]
α Павлин Аа Павлин в объединении Тукана-Часы 5.91 180 1.94 17,700 эволюция СИМБАД [122] [98]
Зимородок В Плеядах 5.9 440 2.87
комбинированный 		12,300 эволюция СИМБАД [123] [13]
γ Большой Пес Мулифейн в Коллиндере 121 5.6 440 4.1 13,600 эволюция СИМБАД [91] [124]
о вуали IC 2391 Скорпиона OB2 5.5 490 3.6 16,200 эволюция СИМБАД [125] [109]
о Водолей Звездный поток Рыбы-Эридан 4.2 440 4.71 13,500 эволюция СИМБАД [126] [127]
Печи Звездный поток Рыбы-Эридан 3.65 370 4.69 13,400 эволюция СИМБАД [128] [13]
φ Эридан Ассоциация Тукана-Часословие 3.55 150 3.55 13,700 эволюция СИМБАД [122] [129]
η Хамелеонтис η Движущаяся группа Хамелеонтиды Скорпиона OB2 3.2 310 5.453 12,500 эволюция СИМБАД [130] [65]
ε Хамелеонтис ε Движущаяся группа Хамелеонтиды Скорпиона OB2 2.87 360 4.91 10,900 эволюция СИМБАД [131] [109]
т 1 Водолей Звездный поток Рыбы-Эридан 2.68 320 5.66 10,600 эволюция СИМБАД [132] [133]
ε Гидри Ассоциация Тукана-Часословие 2.64 150 4.12 11,000 эволюция СИМБАД [132] [134]
б 1 Туканае Ассоциация Тукана-Часословие 2.5 140 4.37 10,600 эволюция СИМБАД [91] [94]
Солнце Солнечная система 1 0.0000158 −26.744 5,772 стандартный НУ ДАВАЙ ЖЕ [135] [136] [137]
  1. ^ Для некоторых методов для любой температуры или яркости разный химический состав указывает на разную оценку звездной массы.
  2. ^ Для двойной звезды можно измерить отдельные массы двух звезд, изучая их орбитальные движения, используя законы движения планет Кеплера .
  3. ^ Суперветры звездами асимптотической от массивных звезд подобны суперветрам , порождаемым ветви гигантов (AGB) – красными гигантами – которые образуют планетарные туманности . Более поздние остатки этих звезд становятся (технически незвездными) ядрами белых карликов планетарных туманностей.
  4. ^ Примеры звездных обломков см. в разделе «Гиперновые» и «Остаток сверхновой» .
  5. ^ Масса оценивается по содержанию водорода и светимости, что делает ее очень неопределенной.
  6. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот Это двойная система, но вторичная система гораздо менее массивна, чем первичная.
  7. ^ Это необычное измерение было сделано на основе предположения, что звезда была выброшена в результате столкновения трех тел в NGC 3603. Это предположение также означает, что нынешняя звезда является результатом слияния двух исходных близких двойных компонентов. Масса соответствует эволюционной массе звезды с наблюдаемыми параметрами.
  8. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Мерсер 30 — рассеянное скопление в туманности Рыба-Дракон.
  9. ^ N64 — эмиссионная туманность в Большом Магеллановом Облаке.
  10. ^ BSDL 1830 — звездное скопление в Большом Магеллановом Облаке.
  11. ^ BSDL 2527 — звездное скопление в Большом Магеллановом Облаке.
  12. ^ BSDL 2505 — звездное скопление в Большом Магеллановом Облаке.
  13. ^ DEM S10 — область H II в Малом Магеллановом Облаке.
  14. ^ Бохум 10 — рассеянное скопление в туманности Киля.
  15. ^ N135 — эмиссионная туманность в Большом Магеллановом Облаке.
  16. ^ N70 — эмиссионная туманность в Большом Магеллановом Облаке.
  17. ^ DEM L294 — область H II в Большом Магеллановом Облаке.
  18. ^ DEM S80 — область H II в Малом Магеллановом Облаке.
  19. ^ Перейти обратно: а б GKK-A144 — звездное объединение в Большом Магеллановом Облаке.
  20. ^ BSDL 2242 — звездное скопление в Большом Магеллановом Облаке.
  21. ^ Vela R2 — ассоциация акушеров в Вела Молекулярный хребет.
  22. ^ IC 4996 — открытый кластер в Cygnus OB1.

Черные дыры

[ редактировать ]
Основные статьи: Черная дыра , Список черных дыр и Список самых массивных черных дыр.

Черные дыры — конечная точка эволюции массивных звезд. [А] Технически они не являются звездами, поскольку больше не генерируют тепло и свет посредством ядерного синтеза в своих ядрах. Некоторые черные дыры могут иметь космологическое происхождение и тогда никогда бы не стали звездами. Считается, что это особенно вероятно в случае самых массивных черных дыр .

См. также

[ редактировать ]

Сноски

[ редактировать ]
  1. ^ Очень немногие звезды с низкой металличностью или отсутствием металличности ( популяции II и III ) между 140–250 M ☉ заканчивают свою жизнь взрывом сверхновой типа II-P , который достаточно мощный, чтобы сдуть (почти) всю материю из окрестностей звезды. звезда, так что материала остается недостаточно для создания ни черной дыры, ни нейтронной звезды, ни белого карлика: центрального остатка нет; все, что осталось, — это расширяющаяся оболочка шокового газа от взрыва сверхновой, столкнувшаяся с ранее находившимся в покое материалом, выброшенным перед взрывом коллапса активной зоны .

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ ван Марле, AJ; Овоцкий, СП; Шавив, Нью-Джерси (март 2008 г.). Континуальные ветры от звезд суперэддингтона: история о двух пределах . Первые звезды III. AIP Материалы конференции . Том. 990. Санта-Фе, Нью-Мексико. стр. 250–253. arXiv : 0708.4207 . Бибкод : 2008AIPC..990..250В . дои : 10.1063/1.2905555 . ISSN   0094-243X . S2CID   118364586 .
  2. ^ Медер, А.; Георгий, К.; Мейне, Г.; Экстрем, С. (март 2012 г.). «О пределе Эддингтона и звездах Вольфа-Райе» . Астрономия и астрофизика . 539 : А110. arXiv : 1201.5013 . Бибкод : 2012A&A...539A.110M . дои : 10.1051/0004-6361/201118328 . ISSN   0004-6361 . S2CID   119230088 .
  3. ^ Банерджи, Самбаран; Крупа, Павел; О, Сынкён (21 октября 2012 г.). «Появление суперканонических звезд в звездных скоплениях типа R136: Суперканонические звезды в R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (2): 1416–1426. arXiv : 1208.0826 . Бибкод : 2012MNRAS.426.1416B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x . ISSN   0035-8711 . S2CID   119202197 .
  4. ^ Улмер, Эндрю; Фитцпатрик, Эдвард Л. (сентябрь 1998 г.). «Возвращаясь к модифицированному пределу Эддингтона для массивных звезд». Астрофизический журнал . 504 (1): 200–206. arXiv : astro-ph/9708264 . Бибкод : 1998ApJ...504..200U . дои : 10.1086/306048 . ISSN   0004-637X . S2CID   14916494 .
  5. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н Хайнич, Р.; Рюлинг, У.; Тодт, Х.; Оскинова, Л.М.; Лирманн, А.; Грефенер, Г.; и др. (май 2014 г.). «Звезды Вольфа-Райе в Большом Магеллановом Облаке. Комплексный анализ класса WN». Астрономия и астрофизика . 565 : А27. arXiv : 1401.5474 . Бибкод : 2014A&A...565A..27H . дои : 10.1051/0004-6361/201322696 . ISSN   0004-6361 . S2CID   55123954 .
  6. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с т в v В х и С аа аб и объявление но из в ах есть также и аль являюсь а к ап ак с как в В из хорошо топор является тот Доран, Э.И.; Кроутер, Пенсильвания; де Котер, А.; Эванс, CJ; МакЭвой, К.; Уолборн, Северная Каролина; и др. (октябрь 2013 г.). «Обзор тарантулов VLT-FLAMES: XI. Перепись горячих светящихся звезд и их отзывы в 30 Дораду». Астрономия и астрофизика . 558 : А134. arXiv : 1308.3412 . Бибкод : 2013A&A...558A.134D . дои : 10.1051/0004-6361/201321824 . ISSN   0004-6361 . S2CID   118510909 .
  7. ^ Перейти обратно: а б с Бестенленер, Иоахим М.; Кроутер, Пол А.; Кабальеро-Ньевес, Саида М.; Шнайдер, Фабиан Р.Н.; Симон-Диас, Серхио; Брэндс, Сара А.; де Котер, Алекс; Грефенер, Гетц; Эрреро, Артемио; Лангер, Норберт; Леннон, Дэниел Дж. (01 декабря 2020 г.). «Звездное скопление R136, рассеченное космическим телескопом Хаббла / STIS-II. Физические свойства самых массивных звезд в R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 499 (2): 1918–1936. arXiv : 2009.05136 . Бибкод : 2020MNRAS.499.1918B . дои : 10.1093/mnras/staa2801 . ISSN   0035-8711 .
  8. ^ Перейти обратно: а б с Калари, Вену М.; Хорч, Эллиотт П.; Салинас, Рикардо; Винк, Джорик С.; Андерсен, Мортен; Бестенленер, Иоахим М.; Рубио, Моника (26 июля 2022 г.). «Разрешение ядра R136 в оптическом» . Астрофизический журнал . 935 (2): 162. arXiv : 2207.13078 . Бибкод : 2022ApJ...935..162K . дои : 10.3847/1538-4357/ac8424 . S2CID   251067072 .
  9. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с т в v В х и С аа аб и объявление но из Бестенленер, Дж. М.; Грефенер, Г.; Винк, Дж.С.; Нахарро, Ф.; де Котер, А.; Сана, Х.; и др. (октябрь 2014 г.). «Обзор Тарантулов VLT-FLAMES: XVII. Физические и ветровые свойства массивных звезд на вершине главной последовательности». Астрономия и астрофизика . 570 : А38. arXiv : 1407.1837 . Бибкод : 2014A&A...570A..38B . дои : 10.1051/0004-6361/201423643 . ISSN   0004-6361 . S2CID   118606369 .
  10. ^ Перейти обратно: а б с д и Бик, А.; Хеннинг, Т.; Ву, Ю.-З.; Чжан, М.; Бранднер, В.; Паскуали, А.; Столте, А. (апрель 2019 г.). «Ближняя инфракрасная спектроскопия массивного звездного населения W51: свидетельства многосеменного звездообразования». Астрономия и астрофизика . 624 : А63. arXiv : 1902.05460 . Бибкод : 2019A&A...624A..63B . дои : 10.1051/0004-6361/201935061 . ISSN   0004-6361 . S2CID   118711844 .
  11. ^ Перейти обратно: а б Багнуло, С.; Уэйд, Джорджия; Назе, Ю.; Грюнхут, Дж. Х.; Шульц, Мэн; Ашер, диджей; и др. (март 2020 г.). «Поиски сильных магнитных полей у массивных и очень массивных звезд Магеллановых Облаков». Астрономия и астрофизика . 635 : А163. arXiv : 2002.12061 . Бибкод : 2020A&A...635A.163B . дои : 10.1051/0004-6361/201937098 . ISSN   0004-6361 . S2CID   211532767 .
  12. ^ Перейти обратно: а б с Де Беккер, М.; Рау, Г.; Манфройд, Дж.; Эненс, П. (сентябрь 2006 г.). «Звезды раннего типа в молодом рассеянном скоплении IC 1805: II. Вероятно, одиночные звезды HD 15570 и HD 15629, а также массивная двойная/тройная система HD 15558». Астрономия и астрофизика . 456 (3): 1121–1130. arXiv : astro-ph/0606379 . Бибкод : 2006A&A...456.1121D . дои : 10.1051/0004-6361:20065300 . ISSN   0004-6361 . S2CID   16519684 .
  13. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с т в v В х и С аа аб и объявление но из в ах есть также и аль являюсь а к ап ак с Дукати-младший (2002 г.). Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона (Отчет). Коллекция электронных каталогов. Том. 2237. CDS/ADC. Бибкод : 2002yCat.2237....0D . S2CID   118191108 .
  14. ^ Перейти обратно: а б Тегерани, Кэти А.; Кроутер, Пол А.; Бестенленер, Иоахим М.; Литтлфэр, Стюарт П.; Поллок, АМТ; Паркер, Ричард Дж.; Шнурр, Оливье (1 апреля 2019 г.). «Взвешивание Мельника 34: самая массивная известная двойная система» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 484 (2): 2692–2710. arXiv : 1901.04769 . Бибкод : 2019MNRAS.484.2692T . дои : 10.1093/mnras/stz147 . ISSN   0035-8711 . S2CID   119069481 .
  15. ^ Перейти обратно: а б с д Шнайдер, ФРН; Сана, Х.; Эванс, CJ; Бестенленер, Дж. М.; Кастро, Н.; Фоссати, Л.; и др. (5 января 2018 г.). «Избыток массивных звезд в местной звездной вспышке 30 Дораду». Наука . 359 (6371): 69–71. arXiv : 1801.03107 . Бибкод : 2018Sci...359...69S . дои : 10.1126/science.aan0106 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   29302009 . S2CID   206658504 .
  16. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л Уолборн, Нолан Р.; Ховарт, Ян Д.; Леннон, Дэниел Дж.; Мэсси, Филип; Ой, М.С.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; и др. (май 2002 г.). «Новая система спектральной классификации самых ранних звезд O: определение типа O2» . Астрономический журнал . 123 (5): 2754–2771. Бибкод : 2002AJ....123.2754W . дои : 10.1086/339831 . ISSN   0004-6256 . S2CID   122127697 .
  17. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с т в v В х и С аа аб и объявление но из в ах есть также и аль являюсь а к ап Бонанос, Аризона; Масса, ДЛ; Севило, М.; Леннон, диджей; Панагия, Н.; Смит, LJ; и др. (1 октября 2009 г.). «Инфракрасная фотометрия массивных звезд Spitzer SAGE в Большом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал . 138 (4): 1003–1021. arXiv : 0905.1328 . Бибкод : 2009AJ....138.1003B . дои : 10.1088/0004-6256/138/4/1003 . ISSN   0004-6256 . S2CID   14056495 .
  18. ^ Перейти обратно: а б с д Кроутер, Пол А.; Шнурр, Оливье; Хирши, Рафаэль; Юсоф, Норхаслиза; Паркер, Ричард Дж.; Гудвин, Саймон П.; Кассим, Хасан Абу (21 октября 2010 г.). «Звездное скопление R136 содержит несколько звезд, отдельные массы которых значительно превышают принятый предел звездной массы в 150 M⊙» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 408 (2): 731–751. arXiv : 1007.3284 . Бибкод : 2010MNRAS.408..731C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x . ISSN   0035-8711 . S2CID   53001712 .
  19. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Мелена, Николас В.; Мэсси, Филип; Моррелл, Нидия И.; Зангари, Аманда М. (1 марта 2008 г.). «Массивное звездное содержимое NGC 3603». Астрономический журнал . 135 (3): 878–891. arXiv : 0712.2621 . Бибкод : 2008AJ....135..878M . дои : 10.1088/0004-6256/135/3/878 . ISSN   0004-6256 . S2CID   16765414 .
  20. ^ Эванс, CJ; Уолборн, Северная Каролина; Кроутер, Пенсильвания; Эно-Брюне, В.; Масса, Д.; Тейлор, штат Вирджиния; и др. (1 июня 2010 г.). «Массивная сбежавшая звезда из 30 Дорадус». Астрофизический журнал . 715 (2): L74–L79. arXiv : 1004.5402 . Бибкод : 2010ApJ...715L..74E . дои : 10.1088/2041-8205/715/2/L74 . ISSN   2041-8205 . S2CID   118498849 .
  21. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот Захариас, Н.; Финч, Коннектикут; Жирар, ТМ; Хенден, А.; Бартлетт, Джей Лей ; Моне, генеральный директор; Захариас, Мичиган (июль 2012 г.). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог UCAC4». Онлайн-каталог данных VizieR: I/322A. Первоначально опубликовано в: 2012yCat.1322....0Z; 2013AJ....145...44Z . 1322 . Бибкод : 2012yCat.1322....0Z . S2CID   211646126 .
  22. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п Брэндс, С.; де Котер, А.; Бестенленер, Дж.; Кроутер, П.; Сундквист, Дж.; Пульс, Дж.; и др. (7 апреля 2022 г.). «Звездное скопление R136, расчлененное космическим телескопом Хаббл/STIS. III. Самые массивные звезды и их сгустки ветров» . Астрономия и астрофизика . 663 : А36. arXiv : 2202.11080 . Бибкод : 2022A&A...663A..36B . дои : 10.1051/0004-6361/202142742 . ISSN   0004-6361 . S2CID   247025548 .
  23. ^ Роман-Лопес, А.; Франко, ГАП; Санмартим, Д. (26 мая 2016 г.). «Оптический и ближний инфракрасный спектроскопический обзор SOAR недавно открытых массивных звезд на периферии галактических массивных звездных скоплений I-NGC 3603» . Астрофизический журнал . 823 (2): 96. arXiv : 1604.01096 . Бибкод : 2016ApJ...823...96R . дои : 10.3847/0004-637X/823/2/96 . ISSN   1538-4357 . S2CID   119204619 .
  24. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к Мэсси, Филип; ДеДжойя-Иствуд, Кэтлин ; Уотерхаус, Элизабет (февраль 2001 г.). «Массы прародителей звезд Вольфа-Райе и светящиеся синие переменные, определенные на основе выключений скоплений. II. Результаты по 12 галактическим скоплениям и OB-ассоциациям». Астрономический журнал . 121 (2): 1050–1070. arXiv : astro-ph/0010654 . Бибкод : 2001AJ....121.1050M . дои : 10.1086/318769 . ISSN   0004-6256 . S2CID   53345173 .
  25. ^ Васкес, РА; Бауме, Г. (июнь 2001 г.). «Возвращение к открытому скоплению Хавлен-Моффат № 1» . Астрономия и астрофизика . 371 (3): 908–920. Бибкод : 2001A&A...371..908В . дои : 10.1051/0004-6361:20010410 . ISSN   0004-6361 . S2CID   121918776 .
  26. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с т в v В х и С аа аб и объявление но Мэсси, Филип; Уотерхаус, Элизабет; ДеДжойя-Иствуд, Кэтлин (май 2000 г.). «Массы прародителей звезд Вольфа-Райе и светящиеся синие переменные, определенные на основе отключений скоплений. I. Результаты 19 OB-ассоциаций в Магеллановых облаках». Астрономический журнал . 119 (5): 2214–2241. arXiv : astro-ph/0002233 . Бибкод : 2000AJ....119.2214M . дои : 10.1086/301345 . ISSN   0004-6256 . S2CID   16891188 .
  27. ^ Фабрициус, К.; Хёг, Э.; Макаров В.В.; Мейсон, Б.Д.; Вайкофф, Г.Л.; Урбан, ЮВ (март 2002 г.). «Каталог двойных звезд Тихо» . Астрономия и астрофизика . 384 (1): 180–189. Бибкод : 2002A&A...384..180F . дои : 10.1051/0004-6361:20011822 . ISSN   0004-6361 . S2CID   56060737 .
  28. ^ Перейти обратно: а б с д Зарицкий, Деннис; Харрис, Джейсон; Томпсон, Ян Б.; Гребель, Ева К. (октябрь 2004 г.). «Фотометрическое исследование Магеллановых облаков: Звездный каталог Большого Магелланова облака и карта вымирания». Астрономический журнал . 128 (4): 1606–1614. arXiv : astro-ph/0407006 . Бибкод : 2004AJ....128.1606Z . дои : 10.1086/423910 . ISSN   0004-6256 . S2CID   119532934 .
  29. ^ Дрю, Дж. Э.; Эрреро, А.; Мор-Смит, М.; Монгио, М.; Райт, Нью-Джерси; Купфер, Т.; Напивоцкий, Р. (21 октября 2018 г.). «Массивные звезды во внутренних районах молодого скопления Вестерлунд-2» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (2): 2109–2124. arXiv : 1807.06486 . Бибкод : 2018MNRAS.480.2109D . дои : 10.1093/mnras/sty1905 . ISSN   0035-8711 . S2CID   53126230 .
  30. ^ Варгас Альварес, Карлос А.; Кобулницкий, Генри А.; Брэдли, Дэвид Р.; Каннаппан, Шейла Дж.; Норрис, Марк А.; Круто, Ричард Дж.; Миллер, Брендан П. (25 марта 2013 г.). «Расстояние до массивного галактического скопления Вестерлунд 2 по данным спектроскопического и фотометрического исследования HST». Астрономический журнал . 145 (5): 125. arXiv : 1302.0863 . Бибкод : 2013AJ....145..125В . дои : 10.1088/0004-6256/145/5/125 . ISSN   0004-6256 . S2CID   67769122 .
  31. ^ Перейти обратно: а б с д и Хаманн, В.-Р.; Грефенер, Г.; Лирманн, А.; Хайнич, Р.; Сандер, AaC; Шенар, Т.; и др. (1 мая 2019 г.). «Возвращение к галактическим звездам WN - влияние расстояний Гайи на фундаментальные звездные параметры». Астрономия и астрофизика . 625 : А57. arXiv : 1904.04687 . Бибкод : 2019A&A...625A..57H . дои : 10.1051/0004-6361/201834850 . ISSN   0004-6361 . S2CID   104292503 .
  32. ^ Перейти обратно: а б Самус, Нью-Йорк; Казаровец Е.В.; Дурлевич О.В.; Киреева, Н.Н.; Пастухова Е.Н. (январь 2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2017ARep...61...80S; 2017АЖ....94...87С . 1 . Бибкод : 2009yCat....102025S . S2CID   208116145 .
  33. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Грефенер, Г.; Винк, Дж.С.; де Котер, А.; Лангер, Н. (ноябрь 2011 г.). «Фактор Эддингтона как ключ к пониманию ветров самых массивных звезд: доказательства Γ-зависимости потери массы типа Вольфа-Райе». Астрономия и астрофизика . 535 : А56. arXiv : 1106.5361 . Бибкод : 2011A&A...535A..56G . дои : 10.1051/0004-6361/201116701 . ISSN   0004-6361 . S2CID   59396651 .
  34. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Файгер, Дональд Ф.; Нахарро, Франциско; Гилмор, Дайан; Моррис, Марк; Ким, Сунгсу С.; Серабин, Юджин; и др. (10 декабря 2002 г.). «Массивные звезды в скоплении Арки». Астрофизический журнал . 581 (1): 258–275. arXiv : astro-ph/0208145 . Бибкод : 2002ApJ...581..258F . дои : 10.1086/344154 . ISSN   0004-637X . S2CID   119002004 .
  35. ^ Перейти обратно: а б Кларк, Дж. С.; Нахарро, Ф.; Негеруэла, И.; Ричи, BW; Урбанеха, Массачусетс; Ховарт, ID (май 2012 г.). «О природе галактических гипергигантов раннего типа B». Астрономия и астрофизика . 541 : А145. arXiv : 1202.3991 . Бибкод : 2012A&A...541A.145C . дои : 10.1051/0004-6361/201117472 . ISSN   0004-6361 . S2CID   11978733 .
  36. ^ Лаур, Ян; Колька, Индрек; Ээнмяэ, Тынис; Тувикене, Таави; Лидъярв, Лауритс (февраль 2017 г.). «Обзор переменности ярчайших звезд в избранных OB-ассоциациях». Астрономия и астрофизика . 598 : А108. arXiv : 1611.02452 . Бибкод : 2017A&A...598A.108L . дои : 10.1051/0004-6361/201629395 . ISSN   0004-6361 . S2CID   119076598 .
  37. ^ Перейти обратно: а б Нелан, Эдмунд П.; Уолборн, Нолан Р.; Уоллес, Дебра Дж.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Макидон, Рассел Б.; Гис, Дуглас Р.; Панагия, Нино (июль 2004 г.). «Разрешение OB-систем в туманности Киля с помощью датчика точного наведения космического телескопа Хаббл» . Астрономический журнал . 128 (1): 323–329. Бибкод : 2004AJ....128..323N . дои : 10.1086/420716 . ISSN   0004-6256 . S2CID   121115585 .
  38. ^ Перейти обратно: а б с д У, Ши-Вэй; Бик, Арьян; Бестенленер, Иоахим М.; Хеннинг, Томас; Паскуали, Анна; Бранднер, Вольфганг; Столте, Андреа (май 2016 г.). «Массивное звездное население W49: спектроскопический обзор». Астрономия и астрофизика . 589 : А16. arXiv : 1602.05190 . Бибкод : 2016A&A...589A..16W . дои : 10.1051/0004-6361/201527823 . ISSN   0004-6361 . S2CID   59425112 .
  39. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Кутри, Рок М.; Скрутски, Майкл Ф.; ван Дайк, Шайлер Д.; Бейхман, Чарльз А.; Карпентер, Джон М.; Честер, Томас; и др. (2003). Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог точечных источников всего неба 2MASS (Cutri + 2003) (Отчет). Коллекция электронных каталогов. Том. 2246. СДУ/АЦП. п. II/246. Бибкод : 2003yCat.2246....0C . S2CID   115529446 .
  40. ^ Трампер, Ф.; Сана, Х.; Фицсаймонс, штат Небраска; де Котер, А.; Капер, Л.; Мэхи, Л.; Моффат, А. (11 января 2016 г.). «Масса очень массивной двойной системы WR21a» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 455 (2): 1275–1281. arXiv : 1510.03609 . Бибкод : 2016MNRAS.455.1275T . дои : 10.1093/mnras/stv2373 . ISSN   0035-8711 . S2CID   44364798 .
  41. ^ Оскинова, Л.М.; Стейнке, М.; Хаманн, В.-Р.; Сандер, А.; Тодт, Х.; Лиерманн, А. (21 декабря 2013 г.). «Одна из самых массивных звезд в Галактике могла образоваться изолированно» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (4): 3357–3365. arXiv : 1309.7651 . Бибкод : 2013MNRAS.436.3357O . дои : 10.1093/mnras/stt1817 . ISSN   0035-8711 . S2CID   118513968 .
  42. ^ Клементел, Н.; Мадура, Техас; Круип, CJH; Паардекупер, Ж.-П.; Галл, ТР (1 марта 2015 г.). «Трехмерное моделирование переноса излучения внутренних сталкивающихся ветров Эта Киля - I. Ионизационная структура гелия на апастроне» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (3): 2445–2458. arXiv : 1412.7569 . Бибкод : 2015MNRAS.447.2445C . дои : 10.1093/mnras/stu2614 . ISSN   0035-8711 . S2CID   118405692 .
  43. ^ Перейти обратно: а б Хамагучи, Кенджи; Коркоран, Майкл Ф.; Питтард, Джулиан М.; Шарма, Нитика; Такахаси, Хиромицу; Рассел, Кристофер, член парламента; и др. (сентябрь 2018 г.). «Нетепловые рентгеновские лучи от ударного ударного ветра в массивной двойной системе Эта Киля». Природная астрономия . 2 (9): 731–736. arXiv : 1904.09219 . Бибкод : 2018NatAs...2..731H . дои : 10.1038/s41550-018-0505-1 . ISSN   2397-3366 . S2CID   126188024 .
  44. ^ Перейти обратно: а б с д и ж де ла Фуэнте, Д.; Нахарро, Ф.; Борисова Ю.; Рамирес Алегрия, С.; Хэнсон, ММ; Тромбли, К.; и др. (май 2016 г.). «Исследование звездообразующего комплекса Рыба-Дракон: ионизирующее население молодого массивного скопления Мерсер 30». Астрономия и астрофизика . 589 : А69. arXiv : 1602.02503 . Бибкод : 2016A&A...589A..69D . дои : 10.1051/0004-6361/201528004 . ISSN   0004-6361 . S2CID   119096455 .
  45. ^ Риверо Гонсалес, JG; Пульс, Дж.; Нахарро, Ф.; Бротт, И. (январь 2012 г.). «Спектроскопия линий азота О-звезд: II. Содержание поверхностного азота О-звезд в Большом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 537 : А79. arXiv : 1110.5148 . Бибкод : 2012A&A...537A..79R . дои : 10.1051/0004-6361/201117790 . ISSN   0004-6361 . S2CID   119110554 .
  46. ^ Перейти обратно: а б с д Кроутер, Пенсильвания; Кабальеро-Ньевес, С.М.; Бострем, Калифорния; Маис Апелланис, Дж.; Шнайдер, ФРН; Уолборн, Северная Каролина; и др. (2016). «Звездное скопление R136, рассеченное космическим телескопом Хаббла / STIS. I. Спектроскопическая перепись в дальнем ультрафиолете и происхождение He II λ 1640 в молодых звездных скоплениях» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (1): 624–659. arXiv : 1603.04994 . Бибкод : 2016MNRAS.458..624C . дои : 10.1093/mnras/stw273 .
  47. ^ Перейти обратно: а б Сана, Х.; ван Бекель, Т.; Трампер, Ф.; Эллербрук, Луизиана; де Котер, А.; Капер, Л.; и др. (15 марта 2013 г.). «R144 обнаружен как спектрально-двойная система с двойной линией» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 432 (1): Л26–Л30. arXiv : 1304.4591 . Бибкод : 2013MNRAS.432L..26S . дои : 10.1093/mnrasl/slt029 . ISSN   1745-3933 . S2CID   119238483 .
  48. ^ Перейти обратно: а б с д Рид, Б. Кэмерон (май 2003 г.). «Каталог ОБ-звезд Галактики» . Астрономический журнал . 125 (5): 2531–2533. Бибкод : 2003AJ....125.2531R . дои : 10.1086/374771 . ISSN   0004-6256 . S2CID   121285799 .
  49. ^ Перейти обратно: а б с д и Шильд, Х.; Тестор, Г. (март 1992 г.). «Спектральные типы и UBV-величины звезд комплекса 30 Дорадус». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 92 : 729–748. Бибкод : 1992A&AS...92..729S . ISSN   0365-0138 . S2CID   115371295 .
  50. ^ Кроутер, Пенсильвания; Шнурр, О.; Хирши, Р.; Юсоф, Н.; Паркер, Р.Дж.; Гудвин, СП; Кассим, ХА (2010). «Звездное скопление R136 содержит несколько звезд, отдельные массы которых значительно превышают принятый предел звездной массы в 150 M ⊙ » . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 408 (2): 731–751. arXiv : 1007.3284 . Бибкод : 2010MNRAS.408..731C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x . S2CID   53001712 .
  51. ^ Перейти обратно: а б с д Бонанос, Аризона; Леннон, диджей; Келингер, Ф.; ван Лун, Дж.Т.; Масса, ДЛ; Севило, М.; и др. (1 августа 2010 г.). «Инфракрасная фотометрия массивных звезд в Малом Магеллановом Облаке Spitzer SAGE-SMC». Астрономический журнал . 140 (2): 416–429. arXiv : 1004.0949 . Бибкод : 2010AJ....140..416B . дои : 10.1088/0004-6256/140/2/416 . hdl : 1887/61635 . ISSN   0004-6256 . S2CID   119290443 .
  52. ^ Перейти обратно: а б с Смит, Натан; Томблсон, Райан (11 февраля 2015 г.). «Светящиеся синие переменные антисоциальны: их изоляция подразумевает, что они являются лидерами по набору массы в бинарной эволюции» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (1): 598–617. arXiv : 1406.7431 . Бибкод : 2015MNRAS.447..598S . дои : 10.1093/mnras/stu2430 . ISSN   1365-2966 . S2CID   119284620 .
  53. ^ Эванс, CJ; Леннон, диджей; Смартт, С.Дж.; Трандл, К. (сентябрь 2006 г.). «Обзор массивных звезд VLT-FLAMES: наблюдения сосредоточены на скоплениях Магелланова облака NGC 330, NGC 346, NGC 2004 и области N11». Астрономия и астрофизика . 456 (2): 623–638. arXiv : astro-ph/0606405 . Бибкод : 2006A&A...456..623E . дои : 10.1051/0004-6361:20064988 . ISSN   0004-6361 . S2CID   13160849 .
  54. ^ Перейти обратно: а б с д и Масса, Д.; Фуллертон, штат Аризона; Принья, РК (сентябрь 2017 г.). «Темп потери массы из-за избытка среднего инфракрасного диапазона в звездах LMC и SMC O» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 470 (3): 3765–3774. arXiv : 1706.02627 . Бибкод : 2017MNRAS.470.3765M . дои : 10.1093/mnras/stx1443 . ISSN   0035-8711 . S2CID   119475951 .
  55. ^ Перейти обратно: а б с Улачик, К.; Шиманский, МК; Удальский, А.; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Сошинский, И.; и др. (1 июня 2013 г.). «Переменные звезды по данным мелкого обзора OGLE-III в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 63 (2): 159–179. arXiv : 1306.4802 . Бибкод : 2013AcA....63..159U . ISSN   0001-5237 . S2CID   119228254 .
  56. ^ Вайднер, К.; Винк, Дж.С. (декабрь 2010 г.). «Массы и несоответствие масс звезд О-типа». Астрономия и астрофизика . 524 : А98. arXiv : 1010.2204 . Бибкод : 2010A&A...524A..98W . дои : 10.1051/0004-6361/201014491 . ISSN   0004-6361 . S2CID   118836634 .
  57. ^ Бестенленер, Иоахим М.; Кроутер, Пол А.; Броос, Патрик С.; Поллок, Эндрю М.Т.; Таунсли, Лейза К. (2022). «Мельник 33Na: очень массивная двойная система со встречными ветрами в 30 Дораду» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 510 (4): 6133–6149. arXiv : 2112.00022 . Бибкод : 2022MNRAS.510.6133B . дои : 10.1093/mnras/stab3521 .
  58. ^ Кастро, Н.; Кроутер, Пенсильвания; Эванс, CJ; Макки, Дж.; Кастро-Родригес, Н.; Винк, Дж.С.; и др. (2018). «Картирование ядра туманности Тарантул с помощью VLT-MUSE. I. Спектральное и небулярное содержимое вокруг R136». Астрономия и астрофизика . 614 : 12. arXiv : 1802.01597 . Бибкод : 2018A&A...614A.147C . дои : 10.1051/0004-6361/201732084 . S2CID   119341920 . А147.
  59. ^ Перейти обратно: а б Рау, Г.; Кроутер, Пенсильвания; де Беккер, М.; Госсет, Э.; Назе, Ю.; Сана, Х.; и др. (март 2005 г.). «Спектр очень массивной двойной системы WR 20a (WN6ha + WN6ha): фундаментальные параметры и ветровые взаимодействия» . Астрономия и астрофизика . 432 (3): 985–998. Бибкод : 2005A&A...432..985R . дои : 10.1051/0004-6361:20042136 . ISSN   0004-6361 . S2CID   53372849 .
  60. ^ Перейти обратно: а б с Фанг, М.; ван Букель, Р.; Кинг, Р.Р.; Хеннинг, Т.; Бауман, Дж.; Дой, Ю.; и др. (март 2012 г.). «Звездообразование и свойства диска в Писмисе 24». Астрономия и астрофизика . 539 : А119. arXiv : 1201.0833 . Бибкод : 2012A&A...539A.119F . дои : 10.1051/0004-6361/201015914 . ISSN   0004-6361 . S2CID   73612793 .
  61. ^ Перейти обратно: а б Хайнич, Р.; Пасеманн, Д.; Тодт, Х.; Шенар, Т.; Сандер, А.; Хаманн, В.-Р (2015). «Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке. I. Анализ одиночных звезд WN». Астрономия и астрофизика . 581 (21): 30. arXiv : 1507.04000 . Бибкод : 2015A&A...581A..21H . дои : 10.1051/0004-6361/201526241 . S2CID   56230998 .
  62. ^ Перейти обратно: а б Скифф, бакалавр искусств (октябрь 2014 г.). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Skiff, 2009-)». Интерактивный каталог данных VizieR: B/Mk. Первоначально опубликовано в: Обсерватория Лоуэлла (октябрь 2014 г.) . 1 . Бибкод : 2014yCat....1.2023S . S2CID   215961366 .
  63. ^ Перейти обратно: а б с МакЭвой, CM; Дафтон, Польша; Эванс, CJ; Калари, В.М.; Маркова Н.; Симон-Диас, С.; и др. (март 2015 г.). «Обзор тарантулов VLT-FLAMES: XIX. Сверхгиганты B-типа: параметры атмосферы и содержание азота для исследования роли двойственности и ширины главной последовательности⋆». Астрономия и астрофизика . 575 : А70. arXiv : 1412.2705 . Бибкод : 2015A&A...575A..70M . дои : 10.1051/0004-6361/201425202 . ISSN   0004-6361 . S2CID   39125418 .
  64. ^ Кастнер, Джоэл Х.; Бьюкенен, Кэтрин Л.; Сарджент, Б.; Форрест, WJ (10 февраля 2006 г.). «Спитцер-спектроскопия пылевых дисков вокруг гипергигантов B[e] в Большом Магеллановом облаке» . Астрофизический журнал . 638 (1): L29–L32. Бибкод : 2006ApJ...638L..29K . дои : 10.1086/500804 . ISSN   0004-637X . S2CID   121769413 .
  65. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Хёг, Э.; Фабрициус, К.; Макаров В.В.; Урбан, С.; Корбин, Т.; Вайкофф, Г.; и др. (март 2000 г.). «Каталог 2,5 миллионов ярчайших звезд Тихо-2». Астрономия и астрофизика . 355 : L27–L30. Бибкод : 2000A&A...355L..27H . ISSN   0004-6361 . S2CID   17128864 .
  66. ^ Орос, Джером А.; МакКлинток, Джеффри Э.; Нараян, Рамеш; Бейлин, Чарльз Д.; Хартман, Джоэл Д.; Макри, Лукас; и др. (октябрь 2007 г.). «Черная дыра массой 15,65 Солнца в затменно-двойной системе в соседней спиральной галактике М 33». Природа . 449 (7164): 872–875. arXiv : 0710.3165 . Бибкод : 2007Natur.449..872O . дои : 10.1038/nature06218 . ISSN   0028-0836 . ПМИД   17943124 . S2CID   4311574 .
  67. ^ Гримм, Х.-Дж.; Макдауэлл, Дж.; Зезас, А.; Ким, Д.-В.; Фаббиано, Г. (декабрь 2005 г.). «Рентгеновская двойная популяция в M33. I. Список источников и функция светимости». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 161 (2): 271–303. arXiv : astro-ph/0506353 . Бибкод : 2005ApJS..161..271G . дои : 10.1086/468185 . ISSN   0067-0049 . S2CID   119381693 .
  68. ^ Рау, Г.; Сана, Х.; Госсет, Э.; Врё, Ж.-М.; Джехин, Э.; Парментье, Г. (август 2000 г.). «Новое орбитальное решение для массивной двойной системы HD 93403». Астрономия и астрофизика . 360 : 1003–1010. Бибкод : 2000A&A...360.1003R . ISSN   0004-6361 . S2CID   13886945 .
  69. ^ Мэсси, П.; де Джоя-Иствуд, К .; Уотерхаус, Э. (2001). «Массы прародителей звезд Вольфа-Райе и светящиеся синие переменные, определенные на основе выключений скоплений. II. Результаты по 12 галактическим скоплениям и OB-ассоциациям». Астрономический журнал . 121 (2): 1050–1070. arXiv : astro-ph/0010654 . Бибкод : 2001AJ....121.1050M . дои : 10.1086/318769 . S2CID   53345173 .
  70. ^ Перейти обратно: а б с Шенар, Т.; Хайнич, Р.; Тодт, Х.; Сандер, А.; Хаманн, В.-Р.; Моффат, AFJ; и др. (июль 2016 г.). «Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке: II. Анализ двойных систем». Астрономия и астрофизика . 591 : А22. arXiv : 1604.01022 . Бибкод : 2016A&A...591A..22S . дои : 10.1051/0004-6361/201527916 . ISSN   0004-6361 . S2CID   119255408 .
  71. ^ Перейти обратно: а б с Буре, Ж.-К.; Хиллиер, диджей; Ланц, Т.; Фуллертон, AW (2012). «Свойства галактических O-сверхгигантов раннего типа: комбинированный FUV-UV и оптический анализ». Астрономия и астрофизика . 544 : А67. arXiv : 1205.3075 . Бибкод : 2012A&A...544A..67B . дои : 10.1051/0004-6361/201118594 . S2CID   119280104 .
  72. ^ Перейти обратно: а б Комерон, Ф.; Паскуали, А. (июль 2012 г.). «Новые представители огромного звездного населения Лебедя» . Астрономия и астрофизика . 543 : А101. Бибкод : 2012A&A...543A.101C . дои : 10.1051/0004-6361/201219022 . ISSN   0004-6361 . S2CID   73520813 .
  73. ^ Кртичка, Ю.; Кубат, Дж.; Кртичкова, И. (июль 2015 г.). «Рентгеновское облучение ветров в двойных системах с массивными компонентами». Астрономия и астрофизика . 579 : А111. arXiv : 1505.03411 . Бибкод : 2015A&A...579A.111K . дои : 10.1051/0004-6361/201525637 . ISSN   0004-6361 . S2CID   119120927 .
  74. ^ Мэсси, Филип (июль 2002 г.). «Обзор Магеллановых облаков UBVR CCD». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 141 (1): 81–122. arXiv : astro-ph/0110531 . Бибкод : 2002ApJS..141...81M . дои : 10.1086/338286 . ISSN   0067-0049 . S2CID   119447348 .
  75. ^ Лирманн, Адриан; Хаманн, Вольф-Райнер; Оскинова Лидия М.; Тодт, Хельге (январь 2011 г.). «Звезды большой массы в скоплении Квинтуплет в центре Галактики». Королевское общество наук Льежа, Бюллетень . 80 : 160–164. Бибкод : 2011BSRSL..80..160L . ISSN   0037-9565 . S2CID   116895316 .
  76. ^ Кларк, Дж. С.; Лор, Мэн; Патрик, ЛР; Нахарро, Ф.; Донг, Х.; Фигер, Д.Ф. (октябрь 2018 г.). «Обновленная звездная перепись скопления Квинтуплет». Астрономия и астрофизика . 618 : А2. arXiv : 1805.10139 . Бибкод : 2018A&A...618A...2C . дои : 10.1051/0004-6361/201833041 . ISSN   0004-6361 . S2CID   53501337 .
  77. ^ Тестор, Г.; Ниемела, В. (июнь 1998 г.). «OB-ассоциации LH 101 и LH 104 в регионе HII N158 БМО» . Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 130 (3): 527–538. Бибкод : 1998A&AS..130..527T . дои : 10.1051/aas:1998241 . ISSN   0365-0138 . S2CID   55801387 .
  78. ^ Бургграф Б.; Вайс, К.; Боманс, диджей (декабрь 2006 г.). «LBV в M33: их среда обитания и возраст». Звездная эволюция при низкой металличности: потеря массы, взрывы, космология . Серия конференций ASP. Том. 353. Тихоокеанское астрономическое общество . п. 245. Бибкод : 2006ASPC..353..245B . ISSN   1050-3390 . S2CID   230292777 .
  79. ^ Мэсси, Филип; Ньюджент, Кэтрин Ф.; Смарт, Брианна М. (19 августа 2016 г.). «Спектроскопический обзор массивных звезд в M31 и M33» . Астрономический журнал . 152 (3): 62. arXiv : 1604.00112 . Бибкод : 2016AJ....152...62M . дои : 10.3847/0004-6256/152/3/62 . ISSN   1538-3881 . S2CID   35672588 .
  80. ^ де Врис, Н.; Портегиес Цварт, С.; Фигейра, Дж. (2014). «Эволюция троек с полостью Роша, заполняющей внешнюю звезду» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 438 (3): 1909. arXiv : 1309.1475 . Бибкод : 2014MNRAS.438.1909D . дои : 10.1093/mnras/stt1688 .
  81. ^ Хилл, генеральный менеджер; Моффат, AFJ; Сент-Луи, Н. (1 октября 2002 г.). «Моделирование спектров встречных ветров 19-d двойной WR + OB в массивной тройной системе θ Muscae» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 335 (4): 1069–1078. Бибкод : 2002MNRAS.335.1069H . дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05694.x . ISSN   0035-8711 . S2CID   121923927 .
  82. ^ Жарго, Дж.; Фиерро-Сантильян, Чехия; Клапп, Дж.; Арриета, А.; Ариас, Л.; Валенсия, JM; и др. (ноябрь 2020 г.). «Создание и использование больших сеток предварительно рассчитанных моделей атмосфер для быстрого анализа звездных спектров». Астрономия и астрофизика . 643 : А88. arXiv : 2009.10879 . Бибкод : 2020A&A...643A..88Z . дои : 10.1051/0004-6361/202038066 . ISSN   0004-6361 . S2CID   225194447 .
  83. ^ Митчанг, Арик В.; Шульц, Норберт С.; Хюнемёрдер, Дэвид П.; Николс, Джой С.; Теста, Паола (2011). «Подробные свойства рентгеновской линии θ 2 Ori A в состоянии покоя". The Astrophysical Journal . 734 (1): 14. arXiv : 1009.1896 . Бибкод : 2011ApJ...734...14M . doi : 10.1088/0004-637X/734/1/14 . S2CID   15568141 .
  84. ^ Альдоретта, Э.Дж.; Кабальеро-Ньевес, С.М.; Гис, Д.Р.; Нелан, ЕП; Уоллес, диджей; Харткопф, Висконсин; и др. (2015). «Множественность массивных звезд: съемка с высоким угловым разрешением с помощью датчика наведения». Астрономический журнал . 149 (1): 26. arXiv : 1410.0021 . Бибкод : 2015AJ....149...26A . дои : 10.1088/0004-6256/149/1/26 . S2CID   58911264 .
  85. ^ Перейти обратно: а б с Реполуст, Т.; Пульс, Дж.; Эрреро, А. (февраль 2004 г.). «Звездные и ветровые параметры галактических О-звезд: влияние блокировки/покрытия линий» . Астрономия и астрофизика . 415 (1): 349–376. Бибкод : 2004A&A...415..349R . дои : 10.1051/0004-6361:20034594 . ISSN   0004-6361 . S2CID   56418916 .
  86. ^ Ривет, JP; Сицяк, А.; де Алмейда, ESG; Вакили Ф.; Домичиано де Соуза, А.; Фуше, М.; и др. (2020). «Интерферометрия интенсивности P Лебедя в эмиссионной линии H α: на пути к калибровке расстояний звезд-сверхгигантов LBV» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 494 (1): 218–227. arXiv : 1910.08366 . Бибкод : 2020MNRAS.494..218R . дои : 10.1093/mnras/staa588 . S2CID   204788654 .
  87. ^ Козок-младший (сентябрь 1985 г.). «Фотометрические наблюдения эмиссионных B-звезд в южной части Млечного Пути». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 61 : 387–405. Бибкод : 1985A&AS...61..387K .
  88. ^ Хаммел, Калифорния; Ривиниус, Т.; Ниева, М.-Ф.; Шталь, О.; ван Белль, Г.; Завала, RT (2013). «Динамическая масса сверхгиганта О-типа в ζ Ориона А». Астрономия и астрофизика . 554 : А52. arXiv : 1306.0330 . Бибкод : 2013A&A...554A..52H . дои : 10.1051/0004-6361/201321434 . ISSN   0004-6361 . S2CID   53645495 .
  89. ^ Balega, Yu. Yu.; Chentsov, E.L.; Leushin, V.V.; Rzaev, A.Kh.; Weigelt, G. (2014). "Young massive binary θ 1 Ori C: Лучевые скорости компонентов». Astrophysical Bulletin . 69 (1): 46–57. Bibcode : 2014AstBu..69...46B . doi : 10.1134/S1990341314010052 . ISSN   1990-3413 . S2CID   120838635 .
  90. ^ Перейти обратно: а б Сирл, Южная Каролина; Принья, РК; Масса, Д.; Райанс, Р. (2008). «Количественные исследования оптических и УФ-спектров галактических ранних сверхгигантов B. I. Фундаментальные параметры». Астрономия и астрофизика . 481 (3): 777–797. arXiv : 0801.4289 . Бибкод : 2008A&A...481..777S . дои : 10.1051/0004-6361:20077125 . S2CID   1552752 .
  91. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж Тецлафф, Н.; Нойхойзер, Р.; Холе, ММ (2011). «Каталог молодых беглых звезд Hipparcos в пределах 3 кпк от Солнца» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 410 (1): 190–200. arXiv : 1007.4883 . Бибкод : 2011MNRAS.410..190T . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x . S2CID   118629873 .
  92. ^ Каши, Амит; Сокер, Ноам (1 ноября 2010 г.). «Проход Периастра, вызывающий извержения Эта Киля в XIX веке». Астрофизический журнал . 723 (1): 602–611. arXiv : 0912.1439 . Бибкод : 2010ApJ...723..602K . дои : 10.1088/0004-637X/723/1/602 . ISSN   0004-637X . S2CID   118399302 .
  93. ^ Перейти обратно: а б Норт, младший; Тутилл, П.Г.; Танго, Вашингтон; Дэвис, Дж. (1 мая 2007 г.). «γ2 Velorum: орбитальное решение и определение фундаментальных параметров с помощью SUSI» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 377 (1): 415–424. arXiv : astro-ph/0702375 . Бибкод : 2007MNRAS.377..415N . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.11608.x . ISSN   0035-8711 . S2CID   16425744 .
  94. ^ Перейти обратно: а б с Хоффлейт, Доррит; Яшек, Карлос (1991). Каталог ярких звезд (5-е исправленное изд.). Нью-Хейвен, Коннектикут: Обсерватория Йельского университета. Бибкод : 1991bsc..книга.....H .
  95. ^ Шенар, Т.; Оскинова Л.; Хаманн, В.-Р.; Коркоран, МФ; Моффат, AFJ; Пабло, Х.; и др. (2015). «Скоординированная рентгеновская и оптическая кампания ближайшей массивной затменной двойной системы δ Ориона Аа. IV. Многоволновой спектроскопический анализ без ЛТР». Астрофизический журнал . 809 (2): 135. arXiv : 1503.03476 . Бибкод : 2015ApJ...809..135S . дои : 10.1088/0004-637X/809/2/135 . hdl : 10045/59172 . S2CID   14909574 .
  96. ^ Токовинин А А. (1997). «MSC — каталог физических кратных звезд» . Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 124 : 75–84. Бибкод : 1997A&AS..124...75T . дои : 10.1051/aas:1997181 .
  97. ^ Перейти обратно: а б Марченко Сергей В.; Рау, Грегор; Антохина Элеонора А.; Антохин Игорь Иванович; Баллеро, Доминик; Шовиль, Жак; и др. (2000). «Координированный мониторинг эксцентрической двойной звезды О-звезды Йота Ориона: оптическая спектроскопия и фотометрия» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 317 (2): 333. Бибкод : 2000MNRAS.317..333M . дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03542.x .
  98. ^ Перейти обратно: а б с Николет, Б. (1978). «Фотоэлектрофотометрический каталог однородных измерений в системе УБВ». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 34 : 1–49. Бибкод : 1978A&AS...34....1N .
  99. ^ Дафтон, Польша; Смартт, С.Дж.; Ли, Дж. К.; Райанс, RSI; Хантер, И.; Эванс, CJ; и др. (2006). «Обзор массивных звезд VLT-FLAMES: звездные параметры и скорости вращения в NGC 3293, NGC 4755 и NGC 6611». Астрономия и астрофизика . 457 (1): 265–280. arXiv : astro-ph/0606409 . Бибкод : 2006A&A...457..265D . дои : 10.1051/0004-6361:20065392 . ISSN   0004-6361 . S2CID   15874925 .
  100. ^ Шульц, М.; Уэйд, Джорджия; Пети, В.; Грюнхут, Дж.; Найнер, К.; Ханес, Д.; и др. (Сотрудничество MiMeS) (2014). «Наблюдательная оценка магнитного удержания в ветрах сверхгигантов БА» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 438 (2): 1114. arXiv : 1311.5116 . Бибкод : 2014MNRAS.438.1114S . дои : 10.1093/mnras/stt2260 . S2CID   118557626 .
  101. ^ Смит, Массачусетс (август 1981 г.). «Нерадиальные пульсации в звезде главной последовательности нулевого возраста ипсилон Ориона /09,5 В/». Астрофизический журнал . 248 : 214–221. Бибкод : 1981ApJ...248..214S . дои : 10.1086/159145 . ISSN   0004-637X .
  102. ^ Ньева, М.-Ф. (2013). «Шкалы температурных, гравитационных и болометрических поправок для несверхгигантских OB-звезд». Астрономия и астрофизика . 550 : А26. arXiv : 1212.0928 . Бибкод : 2013A&A...550A..26N . дои : 10.1051/0004-6361/201219677 . ISSN   0004-6361 . S2CID   119275940 .
  103. ^ Перейти обратно: а б с Симон-Диас, С.; Кабальеро, Дж.А.; Лоренцо Дж.; Маис Апелланис, Дж.; Шнайдер, ФРН; Негеруэла, И.; и др. (2015). «Орбитальные и физические свойства тройной системы σ Ori Aa, Ab, B». Астрофизический журнал . 799 (2): 169. arXiv : 1412.3469 . Бибкод : 2015ApJ...799..169S . дои : 10.1088/0004-637X/799/2/169 . S2CID   118500350 .
  104. ^ Перейти обратно: а б с Мейсон, Брайан Д.; Вайкофф, Гэри Л.; Харткопф, Уильям И.; Дуглас, Джеффри Г.; Уорли, Чарльз Э. (2001). «Компакт-диск с двойной звездой Военно-морской обсерватории США 2001 года. I. Каталог двойных звезд Вашингтона» . Астрономический журнал . 122 (6): 3466. Бибкод : 2001AJ....122.3466M . дои : 10.1086/323920 .
  105. ^ Мартинс, Ф.; Шерер, Д.; Хиллиер, диджей; Мейнадье, Ф.; Хейдари-Малаери, М.; Уолборн, Северная Каролина (2005). «О, звезды со слабыми ветрами: случай Галактики». Астрономия и астрофизика . 441 (2): 735–762. arXiv : astro-ph/0507278 . Бибкод : 2005A&A...441..735M . дои : 10.1051/0004-6361:20052927 . ISSN   0004-6361 . S2CID   11547293 .
  106. ^ Перейти обратно: а б Холе, ММ; Нойхойзер, Р.; Шутц, Б.Ф. (апрель 2010 г.). «Массы и светимости звезд O- и B-типов и красных сверхгигантов». Астрономические Нахрихтен . 331 (4): 349. arXiv : 1003.2335 . Бибкод : 2010AN....331..349H . дои : 10.1002/asna.200911355 . S2CID   111387483 .
  107. ^ Пшибилла, Н.; Фирнстейн, М.; Ниева, МФ; Мейне, Г.; Медер, А. (2010). «Смешение вещества CNO-цикла в массивных звездах». Астрономия и астрофизика . 517 : А38. arXiv : 1005.2278 . Бибкод : 2010A&A...517A..38P . дои : 10.1051/0004-6361/201014164 . S2CID   55532189 .
  108. ^ Фирнстейн, М.; Пшибилла, Н. (2012). «Количественная спектроскопия галактических сверхгигантов типа BA. I. Параметры атмосферы». Астрономия и астрофизика . 543 : А80. arXiv : 1207.0308 . Бибкод : 2012A&A...543A..80F . дои : 10.1051/0004-6361/201219034 . S2CID   54725386 .
  109. ^ Перейти обратно: а б с д Джонсон, Х.Л.; Ириарте, Б.; Митчелл, Род-Айленд; Вишневский, WZ (1966). «UBVRIJKL фотометрия ярких звезд». Связь Лунной и Планетарной лаборатории . 4 (99): 99. Бибкод : 1966CoLPL...4...99J .
  110. ^ Ньева, Мария-Фернанда; Пшибилла, Норберт (2014). «Фундаментальные свойства близлежащих одиночных звезд раннего B-типа». Астрономия и астрофизика . 566 : А7. arXiv : 1412.1418 . Бибкод : 2014A&A...566A...7N . дои : 10.1051/0004-6361/201423373 . S2CID   119227033 .
  111. ^ Мазумдар, А.; Брике, М.; Десмет, М.; Аэртс, К. (ноябрь 2006 г.). «Астеросейсмическое исследование звезды β Цефеи β Большого Пса». Астрономия и астрофизика . 459 (2): 589–596. arXiv : astro-ph/0607261 . Бибкод : 2006A&A...459..589M . дои : 10.1051/0004-6361:20064980 . S2CID   11807580 .
  112. ^ Казинс, AWJ (1972). «UBV-фотометрия некоторых очень ярких звезд». Ежемесячные заметки Астрономического общества Южной Африки . 31 : 69. Бибкод : 1972MNSSA..31...69C .
  113. ^ Либих, Дж.; Харманек, П.; Вондрак, Дж.; Ян, С.; Хадрава, П.; Аэртс, К.; и др. (февраль 2006 г.). «Новые элементы орбиты и свойства Персея» . Астрономия и астрофизика . 446 (2): 583–589. Бибкод : 2006A&A...446..583L . дои : 10.1051/0004-6361:20053032 . hdl : 2066/35168 .
  114. ^ Лутц, Т.Э.; Лутц, Дж. Х. (июнь 1977 г.). «Спектральная классификация и UBV-фотометрия ярких визуальных двойных звезд» . Астрономический журнал . 82 : 431–434. Бибкод : 1977AJ.....82..431L . дои : 10.1086/112066 .
  115. ^ Мирошниченко А.С.; Пасечник А.В.; Мэнсет, Н.; Карчофи, AC; Ривиниус, Т.; Штефл, С.; и др. (2013). «Прохождение периастра Be двойной δ Скорпиона в 2011 году». Астрофизический журнал . 766 (2): 119. arXiv : 1302.4021 . Бибкод : 2013ApJ...766..119M . дои : 10.1088/0004-637X/766/2/119 . S2CID   38692193 .
  116. ^ Гутьеррес-Морено, Аделина; Морено, Хьюго (1 июня 1968 г.). «Фотометрическое исследование ассоциации СКОРПИОН-ЦЕНТАВР» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 15 : 459. Бибкод : 1968ApJS...15..459G . дои : 10.1086/190168 . ISSN   0067-0049 .
  117. ^ Нугис, Т.; Ламерс, HJGLM (2000). «Скорость потери массы звезд Вольфа-Райе в зависимости от звездных параметров». Астрономия и астрофизика . 360 : 227. Бибкод : 2000A&A...360..227N .
  118. ^ Шаллуф, М.; Нардетто, Н.; Мурар, Д.; Грачик, Д.; Аруи, Х.; Шено, О.; и др. (2014). «Улучшение соотношения поверхностной яркости и цвета звезд ранних типов с помощью оптической интерферометрии». Астрономия и астрофизика . 570 : А104. arXiv : 1409.1351 . Бибкод : 2014A&A...570A.104C . дои : 10.1051/0004-6361/201423772 . S2CID   14624307 .
  119. ^ Кудрицкий, Р.П.; Реймерс, Д. (1978). «Об абсолютной шкале потери массы красных гигантов. II. Околозвездные линии поглощения в спектре α Sco B и потеря массы α Sco A ». Астрономия и астрофизика . 70 : 227. Бибкод : 1978A&A....70..227K .
  120. ^ Дервишоглу, А.; Тут, Кристофер А.; Ибаноглу, К. (август 2010 г.). «Эволюция спинового углового момента длиннопериодических Алголей» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 406 (2): 1071–1083. arXiv : 1003.4392 . Бибкод : 2010MNRAS.406.1071D . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.16732.x . S2CID   119198387 .
  121. ^ Николет, Б. (октябрь 1978 г.). «Каталог однородных данных в фотоэлектрофотометрической системе УБВ». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 34 : 1–49. Бибкод : 1978A&AS...34....1N .
  122. ^ Перейти обратно: а б Дэвид, Тревор Дж.; Хилленбранд, Линн А. (2015). «Возраст звезд раннего типа: фотометрические методы Стрёмгрена откалиброваны, проверены, протестированы и применены к хозяевам и потенциальным хозяевам экзопланет, полученных прямым изображением». Астрофизический журнал . 804 (2): 146. arXiv : 1501.03154 . Бибкод : 2015ApJ...804..146D . дои : 10.1088/0004-637X/804/2/146 . S2CID   33401607 .
  123. ^ Зорек, Дж.; Фрема, Ю.; Сидейл, Л. (2005). «Об эволюционном статусе Ве-звезд. I. Поле Ве-звезд вблизи Солнца». Астрономия и астрофизика . 441 (1): 235–248. arXiv : astro-ph/0509119 . Бибкод : 2005A&A...441..235Z . дои : 10.1051/0004-6361:20053051 . S2CID   17592657 .
  124. ^ Ферни, доктор юридических наук (май 1983 г.). «Новая фотометрия UBVRI для 900 сверхгигантов» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 52 : 7–22. Бибкод : 1983ApJS...52....7F . дои : 10.1086/190856 .
  125. ^ Хубриг, С.; Брике, М.; де Кэт, П.; Шеллер, М.; Морель, Т.; Ильин И. (2009). «Новые измерения магнитного поля звезд β Цефеи и медленно пульсирующих B-звезд». Астрономические Нахрихтен . 330 (4): 317–329. arXiv : 0902.1314 . Бибкод : 2009AN....330..317H . дои : 10.1002/asna.200811187 . S2CID   17497112 .
  126. ^ де Алмейда, ESG; Мейланд, А.; Домичиано де Соуза, А.; Отвесный.; Мурар, Д.; Нардетто, Н.; и др. (апрель 2020 г.). «Видимый и ближний инфракрасный спектро-интерферометрический анализ видимой с ребра звезды Be или Водолея». Астрономия и астрофизика . 636 : 23. arXiv : 2002.09552 . Бибкод : 2020A&A...636A.110D . дои : 10.1051/0004-6361/201936039 . S2CID   211258993 . А110.
  127. ^ Файнштейн, А.; Маррако, HG (ноябрь 1979 г.). «Фотометрическое поведение Be Stars» . Астрономический журнал . 84 : 1713–1725. Бибкод : 1979AJ.....84.1713F . дои : 10.1086/112600 .
  128. ^ Норт, П. (1998). «Проверяют ли звезды SI какое-либо вращательное торможение?». Астрономия и астрофизика . 334 : 181–187. arXiv : astro-ph/9802286 . Бибкод : 1998A&A...334..181N .
  129. ^ Мермильо, Ж.-К. (1986). Компиляция данных UBV Эггена, преобразованных в UBV (неопубликовано). Каталог данных UBV компании Eggen (отчет). СИМБАД . Бибкод : 1986EgUBV........0M .
  130. ^ Мамаек, Эрик Э.; Лоусон, Уоррик А.; Фейгельсон, Эрик Д. (1999). «Скопление η Chamaeleontis: замечательное новое близлежащее молодое рассеянное скопление» . Астрофизический журнал . 516 (2): L77–L80. Бибкод : 1999ApJ...516L..77M . дои : 10.1086/312005 .
  131. ^ Фанг, М.; ван Букель, Р.; Бауман, Дж.; Хеннинг, Т.; Лоусон, Вашингтон; Сицилия-Агилар, А. (январь 2013 г.). «Молодые звезды в ϵ Хамалеонтида и их диски: эволюция дисков в редких ассоциациях». Астрономия и астрофизика . 549 : А15. arXiv : 1209.5832 . Бибкод : 2013A&A...549A..15F . дои : 10.1051/0004-6361/201118528 . ISSN   0004-6361 . S2CID   118332644 .
  132. ^ Перейти обратно: а б Зорек, Дж.; Ройер, Ф. (2012). «Скорости вращения звезд А-типа». Астрономия и астрофизика . 537 : А120. arXiv : 1201.2052 . Бибкод : 2012A&A...537A.120Z . дои : 10.1051/0004-6361/201117691 . S2CID   55586789 .
  133. ^ Корбен, премьер-министр; Стой, Р.Х. (1968). «Фотоэлектрические величины и цвета ярких южных звезд». Ежемесячные заметки Астрономического общества Южной Африки . 27 : 11. Бибкод : 1968MNSSA..27...11C .
  134. ^ Андерсон, Э.; Фрэнсис, Ч. (2012). «XHIP: Расширенный сборник гиппарков». Письма по астрономии . 38 (5): 331. arXiv : 1108.4971 . Бибкод : 2012AstL...38..331A . дои : 10.1134/S1063773712050015 . S2CID   119257644 .
  135. ^ Лузум, Брайан; Капитан, Николь; Фиенга, Аньес; Фолкнер, Уильям; Фукусима, Тосио; Хилтон, Джеймс; и др. (август 2011 г.). «Система астрономических констант МАС 2009: отчет рабочей группы МАС по числовым стандартам фундаментальной астрономии» . Небесная механика и динамическая астрономия . 110 (4): 293–304. Бибкод : 2011CeMDA.110..293L . дои : 10.1007/s10569-011-9352-4 . ISSN   0923-2958 . S2CID   122755461 .
  136. ^ Бесселл, М.С.; Кастелли, Ф.; Плез, Б. (май 1998 г.). «Модель широкополосных цветов атмосфер, болометрические поправки и температурные калибровки для звезд O – M». Астрономия и астрофизика . 333 : 231–250. Бибкод : 1998A&A...333..231B . ISSN   0004-6361 . S2CID   10513623 .
  137. ^ Мамаек, Э.Э.; Прса, А.; Торрес, Г.; Харманек, П.; Асплунд, М.; Беннетт, PD; и др. (октябрь 2015 г.). «Резолюция B3 МАС 2015 г. о рекомендуемых номинальных константах преобразования для выбранных солнечных и планетарных свойств». arXiv : 1510.07674 [ астро-ф.SR ].
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=List_of_most_massive_stars&oldid=1235903072"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 52ec00b448cb24e03334c11dfe81b616__1721583120
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/52/16/52ec00b448cb24e03334c11dfe81b616.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
List of most massive stars - 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.)