✖


Jump to content

Желтый гипергигант

Типы внутренних переменных на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, показывающие желтые гипергиганты над полосой нестабильности цефеид (т. е. более яркими, чем она).

Желтый гипергигант ( YHG ) — массивная звезда с расширенной атмосферой , спектрального класса от А до К, и, начиная с начальной массы около 20–60 солнечных масс , потеряла целую половину этой массы. Они являются одними из самых визуально ярких звезд с абсолютной величиной ( MV ) около −9, но также и одними из самых редких: всего 20 из них известны в Млечном Пути и шесть из них находятся всего в одном скоплении . Их иногда называют холодными гипергигантами по сравнению со звездами О- и В-типов, а иногда — теплыми гипергигантами по сравнению с красными сверхгигантами .

Классификация

[ редактировать ]

Термин «сверхгигант» использовался еще в 1929 году, но не для звезд, ныне известных как гипергиганты. [1] Гипергиганты определяются классом светимости «0» и имеют более высокую светимость, чем самые яркие сверхгиганты класса Ia. [2] хотя их не называли гипергигантами до конца 1970-х годов. [3] Другой критерий гипергигантов был также предложен в 1979 году для некоторых других очень ярких горячих звезд, теряющих массу: [4] но не применялся к более холодным звездам. В 1991 году Ро Кассиопеи первым описали как желтый гипергигант. [5] вероятно, будут сгруппированы как новый класс светящихся звезд во время дискуссий на семинаре по физике Солнца и астрофизике на интерферометрическом разрешении в 1992 году. [6]

Определения термина «гипергигант» остаются расплывчатыми, и хотя класс светимости 0 предназначен для гипергигантов, их чаще обозначают альтернативными классами светимости Ia-0 и Ia. + . [7] Их большая светимость определяется различными спектральными особенностями, чувствительными к поверхностной гравитации, такими как ширина линии Hβ у горячих звезд или сильная бальмеровская неоднородность у более холодных звезд. Более низкая поверхностная гравитация часто указывает на более крупные звезды и, следовательно, на более высокую светимость. [8] У более холодных звезд силу наблюдаемых линий кислорода, таких как OI при 777,4 нм, можно использовать для калибровки непосредственно по светимости звезды. [9]

Одним из астрофизических методов, используемых для окончательной идентификации желтых гипергигантов, является так называемый критерий Кинана-Смолинского . Здесь все линии поглощения должны быть сильно расширены, превосходя ожидаемые для ярких звезд-сверхгигантов, а также демонстрировать убедительные доказательства значительной потери массы. по крайней мере один уширенный компонент На Кроме того, также должен присутствовать . Они также могут иметь очень сложные профили Ha, обычно имеющие сильные линии излучения в сочетании с линиями поглощения. [10]

Терминология желтых гипергигантов еще больше усложняется, поскольку их называют либо холодными гипергигантами, либо теплыми гипергигантами, в зависимости от контекста. К холодным гипергигантам относятся все достаточно яркие и нестабильные звезды, более холодные, чем голубые гипергиганты и LBV , включая как желтые, так и красные гипергиганты. [11] Термин «теплые гипергиганты» использовался для обозначения очень ярких звезд классов A и F в M31 и M33, которые не являются LBV. [12] а также в более общем плане для желтых гипергигантов. [13]

Характеристики

[ редактировать ]
Визуальная кривая блеска ρ Cassiopeiae с 1933 по 2015 год.

Желтые гипергиганты занимают область диаграммы Герцшпрунга-Рассела над полосой нестабильности , область, где встречается относительно мало звезд и где эти звезды, как правило, нестабильны. Спектральный и температурный диапазоны составляют примерно A0-K2 и 4000–8000 К (3730–7730 ° C; 6740–13 940 ° F) соответственно. Эта область ограничена с высокотемпературной стороны Желтой эволюционной пустотой , где звезды такой светимости становятся чрезвычайно нестабильными и испытывают серьезную потерю массы. «Желтая эволюционная пустота» отделяет желтые гипергиганты от светящихся синих переменных , хотя желтые гипергиганты в самых горячих и светящихся синих переменных в самых холодных случаях могут иметь примерно одинаковую температуру около 8000 К. При нижней температурной границе желтые гипергиганты и красные сверхгиганты не четко разделены; RW Цефеи (примерно 4000 К (3730 ° C; 6740 ° F), 295 000 л ☉ ) является примером звезды, которая имеет характеристики как желтых гипергигантов, так и красных сверхгигантов. [14] [15]

Желтые гипергиганты имеют довольно узкий диапазон светимости выше 200 000 L ☉ (например, V382 Carinae при 212 000 L ☉ ) и ниже предела Хамфри-Дэвидсона около 600 000 L ☉ . Максимум их яркости приходится на середину визуального диапазона. Это самые визуально яркие звезды из известных с абсолютной величиной около -9 или -9,5. [5]

Они большие и несколько нестабильные, с очень низкой поверхностной гравитацией. Если желтые сверхгиганты имеют поверхностную гравитацию (log g) ниже примерно 2, то желтые гипергиганты имеют log g около нуля. Кроме того, они пульсируют нерегулярно, вызывая небольшие изменения температуры и яркости. Это приводит к очень высокой скорости потери массы, а вокруг звезд часто встречается туманность. [16] Случайные более крупные вспышки могут временно затмить звезды. [17]

Желтые гипергиганты образуются из массивных звезд после того, как они отделились от главной последовательности. Большинство наблюдаемых желтых гипергигантов прошли фазу красного сверхгиганта и снова эволюционируют в сторону более высоких температур, но некоторые из них наблюдаются при первом кратком переходе от главной последовательности к красному сверхгиганту. Сверхгиганты с начальной массой менее 20 M ☉ взорвутся как сверхновые, оставаясь красными сверхгигантами, а звезды с массой более 60 M ☉ никогда не остынут ниже температуры голубых сверхгигантов. Точные диапазоны масс зависят от металличности и вращения. [18] Впервые остывающие желтые сверхгиганты могут представлять собой массивные звезды размером до 60 M ☉ и более. [15] но звезды после красных сверхгигантов потеряют около половины своей первоначальной массы. [19]

В химическом отношении большинство желтых гипергигантов демонстрируют сильное увеличение содержания на поверхности азота , а также натрия и некоторых других тяжелых элементов . Углерод и кислород обедняются, а гелий увеличивается, как и ожидалось для звезды после главной последовательности.

Эволюция

[ редактировать ]

Желтые гипергиганты явно произошли от главной последовательности и поэтому истощили водород в своих ядрах. Предполагается, что большинство желтых гипергигантов являются посткрасными сверхгигантами, эволюционирующими в синем направлении. [14] в то время как более стабильные и менее яркие желтые сверхгиганты, вероятно, впервые эволюционируют в красные сверхгиганты. Существуют убедительные химические и поверхностные гравитационные доказательства того, что самый яркий из желтых сверхгигантов, HD 33579 , в настоящее время расширяется от голубого сверхгиганта до красного сверхгиганта. [15]

Эти звезды вдвойне редки, потому что они очень массивные, изначально горячие звезды главной последовательности класса О, более чем в 15 раз массивнее Солнца, а также потому, что они проводят всего несколько тысяч лет в нестабильной фазе желтой пустоты своей жизни. . На самом деле, на основе простых моделей звездной эволюции трудно объяснить даже небольшое количество наблюдаемых желтых гипергигантов по сравнению с красными сверхгигантами сопоставимой светимости. Самые яркие красные сверхгиганты могут совершать несколько «синих петель», теряя большую часть своей атмосферы, но фактически так и не достигая стадии голубых сверхгигантов, причем каждый из них занимает максимум несколько десятилетий. И наоборот, некоторые видимые желтые гипергиганты могут быть более горячими звездами, такими как «недостающие» LBV, замаскированные холодной псевдофотосферой. [14]

Недавние открытия предшественников сверхновых голубых сверхгигантов также подняли вопрос о том, могут ли звезды взрываться непосредственно на стадии желтого гипергиганта. [20] Было обнаружено несколько возможных предшественников сверхновых желтых сверхгигантов, но все они, по-видимому, имеют относительно низкую массу и светимость, а не являются гипергигантами. [21] [22] SN 2013cu — сверхновая типа IIb, прародитель которой наблюдался непосредственно и четко. Это была развитая звезда с температурой около 8000 К (7730 ° C; 13 940 ° F), демонстрирующая чрезвычайную потерю массы материала, обогащенного гелием и азотом. Хотя светимость неизвестна, этими свойствами могут обладать только желтый гипергигант или светящаяся синяя переменная во вспышке. [23]

Современные модели предполагают, что звезды с определенным диапазоном масс и скоростей вращения могут взорваться как сверхновые, никогда больше не становясь голубыми сверхгигантами, но многие из них в конечном итоге пройдут прямо через желтую пустоту и станут маломассивными, светящимися синими переменными низкой светимости и, возможно, Вольфом- звезды Райе . После этого [24] В частности, более массивные звезды и звезды с более высокой скоростью потери массы из-за вращения или высокой металличности будут развиваться за пределами стадии желтого гипергиганта до более высоких температур, прежде чем достигнут коллапса ядра. [25]

Структура

[ редактировать ]
IRAS 17163-3907 — желтый гипергигант, на котором четко виден выброшенный материал, который, вероятно, окружает все желтые гипергиганты.

Согласно современным физическим моделям звезд, желтый гипергигант должен обладать конвективным ядром, окруженным радиационной зоной, в отличие от звезды размером с Солнце, которая состоит из радиационного ядра, окруженного конвективной зоной . [26] Из-за своей чрезвычайной яркости и внутренней структуры, [27] желтые гипергиганты страдают от высоких темпов потери массы [28] и обычно окружены оболочками из выброшенного материала. Примером туманностей, которые могут возникнуть, является IRAS 17163-3907 , известная как Жареное яйцо, которая выбросила несколько солнечных масс материала всего за несколько сотен лет. [29]

Желтый гипергигант — это ожидаемая фаза эволюции, поскольку самые яркие красные сверхгиганты развиваются в синем направлении, но они также могут представлять собой звезды другого типа. LBV во время извержения имеют настолько плотные ветры, что образуют псевдофотосферу, которая выглядит как более крупная и холодная звезда, несмотря на то, что лежащий под ней синий сверхгигант практически не изменился. Наблюдается, что они имеют очень узкий диапазон температур около 8000 К (7730 ° C; 13 940 ° F). При скачке бистабильности, который происходит около 21 000 К (20 700 ° C; 37 300 ° F), ветры голубых сверхгигантов становятся в несколько раз плотнее, что может привести к образованию еще более холодной псевдофотосферы. Никакие LBV не наблюдаются чуть ниже светимости, где скачок бистабильности пересекает полосу нестабильности S Дорада (не путать с полосой нестабильности цефеид ), но предполагается, что они существуют и выглядят как желтые гипергиганты из-за их псевдофотосфер. [30]

Известные желтые гипергиганты

[ редактировать ]
Желтый гипергигант HR 5171 A в виде ярко-желтой звезды в центре изображения.
Представление художника о двойной системе, содержащей желтый гипергигант HR 5171 A.

В Вестерлунде 1 : [42]

  • W4
  • W8a
  • W12a
  • W16a
  • W32
  • W265

В других галактиках:

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Валленквист, Аа (1929). «Попытка определить средние массы звезд шарового скопления М 3». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 5 : 67. Бибкод : 1929BAN.....5...67W .
  2. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации». Чикаго . Бибкод : 1943assw.book.....M .
  3. ^ Де Ягер, Корнелис (1980). «Основные наблюдательные характеристики самых ярких звезд». Самые яркие звезды . стр. 18–56. дои : 10.1007/978-94-009-9030-2_2 . ISBN  978-90-277-1110-6 .
  4. ^ Льоренте Де Андрес, Ф.; Ламерс, HJGLM; Мюллер, Э.А. (1979). «Блокировка линий в ближнем ультрафиолетовом спектре звезд ранних типов. Часть вторая. Зависимость от спектрального типа и светимости нормальных звезд». Приложение по астрономии и астрофизике . 38 : 367. Бибкод : 1979A&AS...38..367L .
  5. ^ Перейти обратно: а б Жолдос, Э.; Перси, младший (1991). «Фотометрия желтых полуправильных переменных - Ро Кассиопеи». Астрономия и астрофизика . 246 : 441. Бибкод : 1991A&A...246..441Z . ISSN   0004-6361 .
  6. ^ Де Ягер, Корнелис; Ньювенхейзен, Ганс (1992). «Интерферометрия желтых гипергигантов: ключ к пониманию эволюционной нестабильности». В ЕКА . 344 : 109. Бибкод : 1992ESASP.344..109D .
  7. ^ Ахмад, Л.; Ламерс, HJGLM; Ньювенхейзен, Х.; Ван Гендерен, AM (1992). «Фотометрическое исследование гипергиганта G0-4 Ia(+) HD 96918 (V382 Киля)». Астрономия и астрофизика . 259 : 600. Бибкод : 1992A&A...259..600A . ISSN   0004-6361 .
  8. ^ Напивоцкий, Р.; Шенбернер, Д.; Венске, В. (1993). «Об определении эффективной температуры и поверхностной гравитации звезд B, A и F с использованием бета-фотометрии Стромгрена UVBY». Астрономия и астрофизика . 268 : 653. Бибкод : 1993A&A...268..653N . ISSN   0004-6361 .
  9. ^ Арельяно Айрон, А.; Гиридхар, С.; Ред Арельяно, Э. (2003). «Пересмотренная калибровка зависимости MV-W (OI 7774) с использованием данных Hipparcos: ее применение к цефеидам и эволюционировавшим звездам». Мексиканский журнал астрономии и астрофизики . 39 :3.arXiv : astro -ph/0210695 . Бибкод : 2003RMxAA..39....3A .
  10. ^ Перейти обратно: а б с д и Де Ягер, К. (1998). «Жёлтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Бибкод : 1998A&ARv...8..145D . дои : 10.1007/s001590050009 . S2CID   189936279 .
  11. ^ Лобель, А.; Де Ягер, К.; Ньювенхейзен, Х. (2013). «Долгосрочный спектроскопический мониторинг холодных гипергигантов HR 8752, IRC + 10420 и 6 Cas вблизи Желтой эволюционной пустоты». 370 лет астрономии в Утрехте. Материалы конференции, состоявшейся 2–5 апреля . 470 : 167. Бибкод : 2013ASPC..470..167L .
  12. ^ Хамфрис, Роберта М.; Дэвидсон, Крис; Грэммер, Скайлер; Ниланд, Натан; Мартин, Джон К.; Вайс, Керстин; Бургграф, Биргитта (2013). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. I. Теплые гипергиганты и эволюция посткрасных сверхгигантов». Астрофизический журнал . 773 (1): 46. arXiv : 1305.6051 . Бибкод : 2013ApJ...773...46H . дои : 10.1088/0004-637X/773/1/46 . S2CID   118413197 .
  13. ^ Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта М.; Джонс, Терри Дж.; Маренго, Массимо; Герц, Роберт Д.; Хелтон, Л. Эндрю; Хоффманн, Уильям Ф.; Скемер, Эндрю Дж.; Хинц, Филип М. (2016). «В поисках прохладной пыли в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне: истории потери массы гипергигантов μ Cep, VY CMa, IRC + 10420 и ρ Cas» . Астрономический журнал . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . Бибкод : 2016AJ....151...51S . дои : 10.3847/0004-6256/151/3/51 . S2CID   119281306 .
  14. ^ Перейти обратно: а б с Стотерс, РБ; Чин, CW (2001). «Желтые гипергиганты как динамически нестабильные посткрасные звезды-сверхгиганты» . Астрофизический журнал . 560 (2): 934. Бибкод : 2001ApJ...560..934S . дои : 10.1086/322438 . hdl : 2060/20010083764 .
  15. ^ Перейти обратно: а б с Ньювенхейзен, Х; де Ягер, К. (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три критически важных для эволюции гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163–176. Бибкод : 2000A&A...353..163N .
  16. ^ Лобель, А.; Исраэльян, Г.; де Ягер, К.; Мусаев Ф.; Паркер, Дж.В.; Маврогиоргу, А. (1998). «Спектральная изменчивость холодного гипергиганта Ро Кассиопеи». Астрономия и астрофизика . 330 : 659–675. Бибкод : 1998A&A...330..659L .
  17. ^ Лобель; Стефаник; Торрес; Дэвис; Ильин; Розенбуш (2003). «Спектроскопия тысячелетней вспышки и современная изменчивость желтого гипергиганта Ро Кассиопеи». Звезды как Солнца: Деятельность . 219 : 903. arXiv : astro-ph/0312074 . Бибкод : 2004IAUS..219..903L .
  18. ^ Гро, Хосе Х.; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрем, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и прародителей GRB: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : А131. arXiv : 1308.4681 . Бибкод : 2013A&A...558A.131G . дои : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID   84177572 .
  19. ^ Гесицки, К. (1992). «Моделирование околозвездных линий BAII гипергиганта Ро-Кассиопеи». Астрономия и астрофизика . 254 : 280. Бибкод : 1992A&A...254..280G .
  20. ^ Лангер, Н.; Норман, Калифорния; Де Котер, А.; Винк, Дж.С.; Кантиелло, М.; Юн, С.-К. (2007). «Создание пар сверхновых с низким и высоким красным смещением». Астрономия и астрофизика . 475 (2): Л19. arXiv : 0708.1970 . Бибкод : 2007A&A...475L..19L . дои : 10.1051/0004-6361:20078482 . S2CID   53516453 .
  21. ^ Георгий, К. (2012). «Желтые сверхгиганты как прародители сверхновых: признак сильной потери массы красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика . 538 : L8 – L2. arXiv : 1111.7003 . Бибкод : 2012A&A...538L...8G . дои : 10.1051/0004-6361/201118372 . S2CID   55001976 .
  22. ^ Маунд, младший; Фрейзер, М.; Эргон, М.; Пасторелло, А.; Смартт, С.Дж.; Соллерман, Дж.; Бенетти, С.; Боттичелла, М.-Т.; Буфано, Ф.; Данцигер, Эй-Джей; Котак, Р.; Мэгилл, Л.; Стивенс, AW; Валенти, С. (2011). «Желтый сверхгигант, прародитель сверхновой типа II 2011dh в M51». Астрофизический журнал . 739 (2): L37. arXiv : 1106.2565 . Бибкод : 2011ApJ...739L..37M . дои : 10.1088/2041-8205/739/2/L37 . S2CID   118993104 .
  23. ^ Гро, Хосе Х. (2014). «Ранние спектры сверхновых и их ветров-предвестников». Астрономия и астрофизика . 572 : Л11. arXiv : 1408.5397 . Бибкод : 2014A&A...572L..11G . дои : 10.1051/0004-6361/201424852 . S2CID   118935040 .
  24. ^ Смит, Н.; Винк, Дж.С.; Де Котер, А. (2004). «Недостающие светящиеся синие переменные и скачок бистабильности». Астрофизический журнал . 615 (1): 475–484. arXiv : astro-ph/0407202 . Бибкод : 2004ApJ...615..475S . дои : 10.1086/424030 . S2CID   17904692 .
  25. ^ Чиффи, Алессандро; Лимонги, Марко (2013). «Предсверхновая эволюция вращающихся звезд солнечной металличности в диапазоне масс 13–120M ☉ и их взрывная мощность» . Астрофизический журнал . 764 (1): 21. Бибкод : 2013ApJ...764...21C . дои : 10.1088/0004-637X/764/1/21 .
  26. ^ Фадеев, Ю.А. (2011). «Пульсационная нестабильность желтых гипергигантов». Письма по астрономии . 37 (6): 403–413. arXiv : 1102.3810 . Бибкод : 2011AstL...37..403F . дои : 10.1134/S1063773711060016 . S2CID   118642288 .
  27. ^ Лангер, Норберт; Хегер, Александр; Гарсиа-Сегура, Гильермо (1998). Рейнхард Э. Шилике (ред.). «Массивные звезды: предсверхновая эволюция внутренней и околозвездной структуры». Обзоры в журнале «Современная астрономия 11: Звезды и галактики» . 11 . Гамбург: 57. Бибкод : 1998RvMA...11...57L .
  28. ^ Динь-в-Трунг; Мюллер, С.Б.; Лим, Дж.; Квок, С.; Мутху, К. (2009). «Исследование истории потери массы желтого гипергиганта IRC + 10420». Астрофизический журнал . 697 (1): 409–419. arXiv : 0903.3714 . Бибкод : 2009ApJ...697..409D . дои : 10.1088/0004-637X/697/1/409 . S2CID   16971892 .
  29. ^ Лагадек, Э.; Зийлстра, А.А.; Оудмайер, РД; Верхолст, Т.; Кокс, Нью-Джерси; Щерба, Р.; Мекарния, Д.; Ван Винкель, Х. (2011). «Двойная отделившаяся оболочка вокруг пост-красного сверхгиганта: IRAS 17163-3907, туманность Жареное яйцо». Астрономия и астрофизика . 534 : Л10. arXiv : 1109.5947 . Бибкод : 2011A&A...534L..10L . дои : 10.1051/0004-6361/201117521 . S2CID   55754316 .
  30. ^ Беналья, П.; Винк, Дж.С.; Марти, Дж.; Маис Апелланис, Дж.; Корибальски, Б.; Кроутер, Пенсильвания (2007). «Тестирование предсказанного скачка бистабильности потери массы на радиоволнах». Астрономия и астрофизика . 467 (3): 1265. arXiv : astro-ph/0703577 . Бибкод : 2007A&A...467.1265B . дои : 10.1051/0004-6361:20077139 . S2CID   14601449 .
  31. ^ Кинан, ПК; Питтс, Р.Э. (1 апреля 1980 г.). «Пересмотренные спектральные классы МК для звезд G, K ANS M» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 42 : 541–563. Бибкод : 1980ApJS...42..541K . дои : 10.1086/190662 . ISSN   0067-0049 .
  32. ^ Кинан, ПК; Макнил, RC (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 71 : 245. Бибкод : 1989ApJS...71..245K . дои : 10.1086/191373 .
  33. ^ Витковский, М.; Арройо-Торрес, Б.; Маркайд, JM; Абеллан, Ф.Дж.; Кьявасса, А.; Гирадо, JC (2017). «Спектроинтерферометрия VLTI/AMBER сверхгигантов позднего типа V766 Cen (= HR 5171 A), σ Oph, BM Sco и HD 206859». Астрономия и астрофизика 597 : А9 arXiv : 1610.01927 . Бибкод : 2017A&A...597A...9W . дои : 10.1051/0004-6361/201629349 . S2CID   55679854 .
  34. ^ ван Леувен, Ф.; ван Гендерен, AM; Зегелаар, И. (1 февраля 1998 г.). «Фотометрия HIPPARCOS 24 переменных массивных звезд (переменные альфа Лебедя)» . Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 128 : 117–129. Бибкод : 1998A&AS..128..117В . дои : 10.1051/aas:1998129 . ISSN   0365-0138 .
  35. ^ Эйдельман, Ю.; Сидале, Л.С.; Зорек, Дж.; Паней, Дж.А. (1 мая 2015 г.). «Рассеянные скопления. II. Фундаментальные параметры B-звезд в Коллиндере 223, Хогг 16, NGC 2645, NGC 3114 и NGC 6025» . Астрономия и астрофизика . 577 : А45. Бибкод : 2015A&A...577A..45A . дои : 10.1051/0004-6361/201425085 . hdl : 11336/14076 . ISSN   0004-6361 .
  36. ^ Дэвис, Бен; Фигер, Дон Ф.; Закон, Кейси Дж.; Кудрицкий, Рольф-Петер; Нахарро, Франциско; Эрреро, Артемио; МакКенти, Джон В. (2008). «Холодное население сверхгигантов массивного молодого звездного скопления RSGC1». Астрофизический журнал . 676 (2): 1016–1028. arXiv : 0711.4757 . Бибкод : 2008ApJ...676.1016D . дои : 10.1086/527350 . S2CID   15639297 .
  37. ^ Гарсия, Б. (1 июня 1989 г.). «Список стандартных звезд МК». Информационный бюллетень Stellar Data Center . 36 : 27. Бибкод : 1989BICDS..36...27G . ISSN   1169-8837 .
  38. ^ Марко, А.; Негеруэла, И.; Гонсалес-Фернандес, К.; Маис Апелланис, Дж.; Дорда, Р.; Кларк, Дж. С. (1 июля 2014 г.). «VdBH 222: скопление звезд во внутренней части Млечного Пути⋆». Астрономия и астрофизика . 567 : А73. arXiv : 1405.7266 . Бибкод : 2014A&A...567A..73M . дои : 10.1051/0004-6361/201423897 . ISSN   0004-6361 . S2CID   53533846 .
  39. ^ Кларк, Дж. С.; Ричи, BW; Негеруэла, И. (1 декабря 2013 г.). «Околозвездная среда и эволюционное состояние сверхгиганта B[e] звезды Wd1-9». Астрономия и астрофизика . 560 : А11. arXiv : 1311.4792 . Бибкод : 2013A&A...560A..11C . дои : 10.1051/0004-6361/201321412 . ISSN   0004-6361 . S2CID   53408838 .
  40. ^ Мессинео, Мария; Дэвис, Бен; Иванов Валентин Дмитриевич; Файгер, Дональд Ф.; Шуллер, Фредерик; Хабинг, Харм Дж.; Ментен, Карл М.; Петр-Готценс, Моника Г. (1 мая 2009 г.). «Спектры галактических звездных скоплений в ближнем инфракрасном диапазоне, обнаруженные на изображениях Spitzer/GLIMPSE». Астрофизический журнал . 697 (1): 701–712. arXiv : 0903.2238 . Бибкод : 2009ApJ...697..701M . дои : 10.1088/0004-637X/697/1/701 . ISSN   0004-637X . S2CID   15823676 .
  41. ^ Кларк, Дж. С.; Патрик, ЛР; Нахарро, Ф.; Эванс, CJ; Лор, М. (01 мая 2021 г.). «Ограничение популяции изолированных массивных звезд в Центральной молекулярной зоне». Астрономия и астрофизика . 649 : А43. arXiv : 2102.08126 . Бибкод : 2021A&A...649A..43C . дои : 10.1051/0004-6361/202039205 . ISSN   0004-6361 . S2CID   231934076 .
  42. ^ Кларк, Дж. С.; Негеруэла, И.; Кроутер, Пенсильвания; Гудвин, СП (2005). «О огромном звездном населении сверхзвездного скопления Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика . 434 (3): 949. arXiv : astro-ph/0504342 . Бибкод : 2005A&A...434..949C . дои : 10.1051/0004-6361:20042413 . S2CID   119042919 .
  43. ^ Перейти обратно: а б Чен, Кейтлин М.; Дорн-Валленштейн, Тревор З. (1 марта 2024 г.). «Спектроскопическая охота за посткрасными сверхгигантами в Большом Магеллановом Облаке. I. Предварительные результаты» . Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 8 (3): 75. arXiv : 2403.08048 . Бибкод : 2024RNAAS...8...75C . дои : 10.3847/2515-5172/ad32bb . ISSN   2515-5172 .
  44. ^ Перейти обратно: а б Хамфрис, Р.М.; Вайс, К.; Дэвидсон, К.; Боманс, диджей; Бургграф, Б. (2014). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. II. Светящиеся синие переменные, кандидаты в LBV, звезды эмиссионной линии Fe II и другие сверхгиганты». Астрофизический журнал . 790 (1): 48. arXiv : 1407.2259 . Бибкод : 2014ApJ...790...48H . дои : 10.1088/0004-637X/790/1/48 . S2CID   119177378 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Yellow_hypergiant&oldid=1229494562"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 52de54ff63421c28be6185179f7f2ab5__1718584740
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/52/b5/52de54ff63421c28be6185179f7f2ab5.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Yellow hypergiant - 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.)