Гипергигант
Гипергигант . ( класс светимости 0 или Ia) + ) — очень редкий тип звезды , обладающий чрезвычайно высокой светимостью , массой, размером и потерей массы из-за экстремальных звездных ветров . Термин «гипергигант» определяется как класс светимости 0 (нулевой) в системе МКК . Однако это редко можно увидеть в литературе или опубликованных спектральных классификациях, за исключением конкретных четко определенных групп, таких как желтые гипергиганты , RSG ( красные сверхгиганты ) или синие сверхгиганты B(e) со спектрами излучения. Чаще всего гипергиганты классифицируются как Ia-0 или Ia. + , но красные сверхгиганты редко получают эту спектральную классификацию. Астрономы интересуются этими звездами, потому что они связаны с пониманием звездной эволюции, особенно звездообразования, стабильности и их ожидаемой гибели в виде сверхновых . Известные примеры гипергигантов включают Пистолетную Звезду , синий гипергигант, расположенный недалеко от Галактического Центра и одну из самых ярких известных звезд ; Ро Кассиопеи , желтый гипергигант, один из самых ярких для невооруженного глаза; и Му Цефея ( самых «Гранатовая звезда» Гершеля), одна из больших и ярких известных звезд.
Происхождение и определение
[ редактировать ]В 1956 году астрономы Фист и Теккерей использовали термин «сверхсверхгигант» (позже измененный на «гипергигант») для звезд с абсолютной величиной ярче, чем M V = −7 ( M Bol будет больше для очень холодных и очень горячих звезд, например у не менее −9,7 для гипергиганта B0). В 1971 году Кинан предположил, что этот термин будет использоваться только для сверхгигантов, демонстрирующих по крайней мере один широкий эмиссионный компонент в Ha , указывающий на протяженную звездную атмосферу или относительно большую скорость потери массы. Критерий Кинана сегодня наиболее часто используется учеными. [1]
Чтобы классифицироваться как гипергигант, звезда должна быть очень яркой и иметь спектральные признаки, указывающие на нестабильность атмосферы и высокую потерю массы. Следовательно, негипергигантская звезда-сверхгигант может иметь ту же или более высокую светимость, что и гипергигант того же спектрального класса. Ожидается, что гипергиганты будут иметь характерное расширение и красное смещение своих спектральных линий, создавая характерную спектральную форму, известную как профиль P Лебедя . Использование линий излучения водорода не помогает определить самые холодные гипергиганты, и они в основном классифицируются по светимости, поскольку для этого класса почти неизбежна потеря массы. [ нужна ссылка ]
Формирование
[ редактировать ]
Звезды с начальной массой выше примерно 25 M ☉ быстро удаляются от главной последовательности и несколько увеличивают светимость, превращаясь в голубые сверхгиганты. Они охлаждаются и увеличиваются при примерно постоянной светимости, превращаясь в красный сверхгигант, затем сжимаются и повышают температуру по мере того, как внешние слои сдуваются ветром. Они могут «подпрыгивать» взад и вперед, совершая одну или несколько «синих петель», сохраняя при этом довольно стабильную светимость, пока не взорвутся как сверхновая или полностью не сбросят свои внешние слои и не станут звездой Вольфа-Райе . Звезды с начальной массой более 40 M ☉ просто слишком ярки, чтобы иметь стабильную расширенную атмосферу, и поэтому они никогда не охлаждаются достаточно, чтобы стать красными сверхгигантами. Наиболее массивные звезды, особенно быстро вращающиеся звезды с усиленной конвекцией и перемешиванием, могут пропустить эти этапы и перейти непосредственно к стадии Вольфа-Райе.
Это означает, что звезды в верхней части диаграммы Герцшпрунга-Рассела , где обнаружены гипергиганты, могут быть недавно возникшими из главной последовательности и все еще с большой массой, или гораздо более развитыми звездами после красных сверхгигантов, которые потеряли значительную часть своей первоначальной массы. , и эти объекты нельзя отличить просто по их светимости и температуре. Звезды с большой массой и высокой долей оставшегося водорода более стабильны, в то время как более старые звезды с меньшей массой и более высокой долей тяжелых элементов имеют менее стабильную атмосферу из-за повышенного радиационного давления и уменьшения гравитационного притяжения. Считается, что это гипергиганты, находящиеся вблизи предела Эддингтона и быстро теряющие массу.
Считается, что желтые гипергиганты — это, как правило, посткрасные звезды-сверхгиганты, которые уже потеряли большую часть своей атмосферы и водорода. Известно еще несколько стабильных желтых сверхгигантов с большой массой и примерно такой же светимостью, и считается, что они развиваются в сторону фазы красных сверхгигантов, но они редки, поскольку ожидается, что это будет быстрый переход. Поскольку желтые гипергиганты являются звездами после красных сверхгигантов, существует довольно жесткий верхний предел их светимости - около 500 000–750 000 L ☉ , но голубые гипергиганты могут быть гораздо более яркими, иногда несколько миллионов L ☉ .
Почти все гипергиганты демонстрируют изменения светимости с течением времени из-за нестабильности внутри их недр, но они невелики, за исключением двух отдельных областей нестабильности, где светящиеся синие переменные (LBV) и желтые гипергиганты обнаружены . Из-за своей большой массы время жизни гипергигантов очень короткое в астрономических масштабах: всего несколько миллионов лет по сравнению с примерно 10 миллиардами лет для таких звезд, как Солнце . Гипергиганты создаются только в самых крупных и плотных областях звездообразования, и из-за их короткой жизни известно лишь небольшое их количество, несмотря на их чрезвычайную светимость, которая позволяет их идентифицировать даже в соседних галактиках. Время, потраченное на некоторые фазы, такие как LBV, может составлять всего несколько тысяч лет. [2] [3]
Стабильность
[ редактировать ]
Поскольку светимость звезд сильно увеличивается с массой, светимость гипергигантов часто лежит очень близко к пределу Эддингтона , который представляет собой светимость, при которой давление излучения, расширяющее звезду наружу, равно силе гравитации звезды, сжимающей звезду внутрь. Это означает, что поток излучения, проходящий через фотосферу гипергиганта, может быть почти достаточно сильным, чтобы оторваться от фотосферы. Выше предела Эддингтона звезда будет генерировать столько радиации, что части ее внешних слоев будут отброшены массивными вспышками; это фактически ограничит возможность звезды светиться при более высокой светимости в течение более длительных периодов времени.
Хорошим кандидатом на роль носителя континуального ветра является Эта Киля , одна из самых массивных звезд, когда-либо наблюдавшихся. При оценочной массе около 130 масс Солнца и светимости в четыре миллиона раз большей, чем у Солнца , астрофизики предполагают, что Эта Киля может иногда превышать предел Эддингтона . [4] В последний раз это могла быть серия вспышек, наблюдавшихся в 1840–1860 годах, достигшая скорости потери массы, намного превышающей наше нынешнее понимание того, что допускают звездные ветры. [5]
В отличие от звездных ветров, управляемых линиями (т.е. ветров, вызванных поглощением света звезды огромным количеством узких спектральных линий ), движение континуума не требует присутствия «металлических» атомов — атомов, отличных от водорода и гелия , которые таких линий немного — в фотосфере . Это важно, поскольку большинство массивных звезд также очень бедны металлами, а это означает, что эффект должен работать независимо от металличности . По тем же соображениям движение континуума также может способствовать установлению верхнего предела массы даже для первого поколения звезд сразу после Большого взрыва , которое вообще не содержало никаких металлов.
Другая теория, объясняющая массивные вспышки, например, Эта Киля, — это идея глубоко расположенного гидродинамического взрыва, оторвавшего части внешних слоев звезды. Идея состоит в том, что звезда, даже при светимости ниже предела Эддингтона , будет иметь недостаточную тепловую конвекцию во внутренних слоях, что приведет к инверсии плотности, потенциально ведущей к массивному взрыву. Однако эта теория еще недостаточно исследована, и неясно, действительно ли это может произойти. [6]
Другая теория, связанная со звездами-гипергигантами, заключается в возможности формирования псевдофотосферы, то есть сферической оптически плотной поверхности, которая на самом деле формируется звездным ветром, а не является истинной поверхностью звезды. Такая псевдофотосфера будет значительно холоднее, чем более глубокая поверхность под движущимся наружу плотным ветром. Было высказано предположение, что это объясняет «отсутствующие» LBV промежуточной светимости и присутствие желтых гипергигантов примерно с той же светимостью и более низкими температурами. Желтые гипергиганты на самом деле представляют собой LBV, сформировавшие псевдофотосферу и, по-видимому, имеющие более низкую температуру. [7]
Отношения с Ofpe, WNL, LBV и другими звездами-сверхгигантами.
[ редактировать ]Гипергиганты — это развитые звезды с высокой светимостью и большой массой, которые встречаются в тех же или аналогичных областях диаграммы Герцшпрунга – Рассела , что и некоторые звезды других классификаций. Не всегда ясно, представляют ли разные классификации звезды с разными начальными условиями, звезды на разных стадиях эволюционного пути или это просто артефакт наших наблюдений. Астрофизические модели, объясняющие явления [8] [9] показать много областей согласия. Тем не менее, есть некоторые различия, которые не обязательно помогают установить связь между разными типами звезд. [ нужна ссылка ]
Хотя большинство звезд -сверхгигантов менее ярки, чем гипергиганты с аналогичной температурой, некоторые из них попадают в тот же диапазон светимости. [10] Обычным сверхгигантам по сравнению с гипергигантами часто не хватает сильных выбросов водорода, расширенные спектральные линии которого указывают на значительную потерю массы. Развитые сверхгиганты с меньшей массой не возвращаются из фазы красных сверхгигантов, либо взрываясь как сверхновые, либо оставляя после себя белых карликов. [ нужна ссылка ]
Светящиеся синие переменные — это класс очень ярких горячих звезд, которые демонстрируют характерные спектральные вариации. Они часто лежат в «спокойной» зоне, где более горячие звезды обычно более яркие, но периодически подвергаются крупным поверхностным извержениям и перемещаются в узкую зону, где звезды всех светимостей имеют примерно одинаковую температуру, около 8000 К (13 940 ° F; 7 730 °). С). [11] Эта «активная» зона находится вблизи горячего края нестабильной «пустоты», где желтые гипергиганты находятся , с некоторым перекрытием. Неясно, удастся ли желтым гипергигантам когда-нибудь преодолеть пустоту нестабильности и стать LBV или взорваться как сверхновая. [12] [13]
Голубые гипергиганты находятся в тех же частях диаграммы HR, что и LBV, но не обязательно демонстрируют вариации LBV. Некоторые, но не все LBV хотя бы иногда демонстрируют характеристики спектра гипергигантов. [14] [15] но многие авторы исключили бы все LBV из класса гипергигантов и рассматривали бы их отдельно. [16] Голубые гипергиганты, не обладающие характеристиками LBV, могут быть прародителями LBV, или наоборот, или и того, и другого. [17] LBV с меньшей массой могут быть переходной стадией к холодным гипергигантам или от них или представлять собой объекты другого типа. [17] [18]
Звезды Вольфа-Райе — чрезвычайно горячие звезды, потерявшие большую часть или все свои внешние слои. WNL — это термин, используемый для обозначения звезд Вольфа–Райе поздних стадий (то есть более холодных), в спектрах которых преобладает азот. Хотя обычно считается, что это стадия, на которой звезды-гипергиганты достигают после достаточной потери массы, возможно, что небольшая группа богатых водородом звезд WNL на самом деле является прародителями голубых гипергигантов или LBV. Это близкородственные Ofpe (спектры O-типа плюс эмиссионные линии H, He и N и другие особенности) и WN9 (самые холодные азотные звезды Вольфа-Райе), которые могут быть краткой промежуточной стадией между звездами главной последовательности с большой массой. и гипергиганты или LBV. Спокойные LBV наблюдались в спектрах WNL, а видимые звезды Ofpe/WNL изменились и стали показывать спектры голубых гипергигантов. Высокие скорости вращения заставляют массивные звезды быстро терять свою атмосферу и предотвращают переход от главной последовательности к сверхгигантам, поэтому они напрямую становятся звездами Вольфа – Райе. Звезды Вольфа Райе, слэш-звезды, крутые слэш-звезды (также известные как WN10/11), Ofpe, Of + , и Из * звезды не считаются гипергигантами. Хотя они светятся и часто имеют сильные эмиссионные линии, у них есть собственные характерные спектры. [19]
Известные гипергиганты
[ редактировать ]
Гипергиганты сложны для изучения из-за их редкости. Спектры многих гипергигантов сильно варьируются, но здесь они сгруппированы в широкие спектральные классы.
Некоторые светящиеся синие переменные классифицируются как гипергиганты, по крайней мере, в течение части своего цикла изменения:
- Эта Киля , внутри туманности Киля ( NGC 3372 ) в южном созвездии Киля . Эта Киля чрезвычайно массивна, возможно, в 120–150 раз больше массы Солнца и в четыре-пять миллионов раз ярче. Возможно, это другой тип объекта, отличный от LBV, или крайний для LBV.
- P Лебедя , в северном созвездии Лебедя . Прототип общих характеристик спектральных линий LBV .
- Ю. Дорадус , в Большом Магеллановом Облаке , в южном созвездии Дорадо . Переменная-прототип, LBV, до сих пор иногда называют переменными S Doradus.
- Звезда -Пистолет (V4647 Sgr), недалеко от центра Млечного Пути, в созвездии Стрельца . Звезда-Пистолет более чем в 25 раз массивнее Солнца и примерно в 1,7 миллиона раз ярче. Рассматривается как кандидат LBV, но изменчивость не подтверждена.
- V4029 Лучники
- V905 Скорпиона [20]
- HD 6884 , [21] (40 рэндов в SMC)
- HD 269700 , [7] [22] (R116 в ЛМК)
- LBV 1806-20 в скоплении 1806-20 на другой стороне Млечного Пути.
Голубые гипергиганты
[ редактировать ]
Обычно B-класс, иногда поздний О или ранний А:
- 2дФС 3235 [23]
- АзВ 2 [23]
- АзВ 65 [23]
- АзВ 76 [23]
- АзВ 78 [23]
- АзВ 367 [23]
- Барба 2: 2 [24]
- BP Crucis (Wray 977 или GX 301-2), двойная система с спутником -пульсаром . [25]
- Лебедь ОБ2-12 [25] [а]
- HD 5291 (Ск 56) [23]
- HD 32034 [26] (R62 в ЛМК)
- HD 37974 [27] (R126 в ЛМК)
- HD 80077 , кандидат LBV [25] `
- HD 268835 (R66 в БМО)
- HD 269781 [26] (в ЛМЦ)
- HD 269661 [26] (R111 в ЛМК)
- HD 269604 [26] (в ЛМЦ)
- HDE 269128 (R81 в БМО), кандидат в LBV, затменная двойная система. [28]
- HD 269896 [23]
- HT-Стрелы [25]
- М33 ОБ21 108 [23]
- МАК 1-277 [23]
- V430 Щиты [25]
- V452 Shields , кандидат LBV [29]
- V1429 Aquilae (= MWC 314), кандидат в LBV со спутником-сверхгигантом.
- V1768 Лебеди [25]
- V2140 Лебеди [25]
- V4030 Лучники
- 6 Кассиопеи
- Зета¹ Скорпиона [б]
В регионе Галактического Центра: [30]
Желтые гипергиганты обычно имеют спектры от конца А до начала К. Однако гипергиганты А-типа также можно назвать белыми гипергигантами. [13]
- HD 7583 (R45 в SMC)
- HD 33579 (в БМО)
- HD 268757 [27] (R59 в LMC)
- ИРАС 17163-3907 [32]
- ИРАС 18357-0604 [33]
- IRC+10420 (Разум V1302)
- Омикрон1 Центавра [34] [20]
- Ро Кассиопеи
- V382 Кили
- V509 Кассиопея [20]
- V766 Центавра (HR 5171A, возможный красный сверхгигант) [35] ) [36] [20]
- V810 Центавра А [20]
- V1427 Орлы [с]
- V915 Скорпиона
- Р Щенки [20]
- Переменная A (в M33)
Плюс как минимум два вероятных холодных гипергиганта в недавно открытых скоплениях красных сверхгигантов Щита: F15 и, возможно, F13 в RSGC1 и Звезда 49 в RSGC2 .
Спектры типов от K до M, самые большие известные звезды по радиусу. Классы светимости гипергигантов редко применяются к красным сверхгигантам, хотя термин красный гипергигант иногда применяется к наиболее протяженным и нестабильным красным сверхгигантам с радиусами порядка от 1000 до 2000 R ☉ .
- Му Цефей [39] [23]
- В.В. Цефей А [40]
- НМЛ Лебедя [41]
- RW Цефей [42] [20]
- Ю. Персей [41]
- VY Canis Majoris [43] [41] [23] - потенциально самая большая звезда Млечного Пути [44]
- К.Ю. Лебедь [45]
- PZ Кассиопеи [46]
- HD 143183 [45]
- УЮ Шилдс [47]
- V602 Карина [20] [23]
См. также
[ редактировать ]Примечания
[ редактировать ]- ^ Некоторые авторы считают Лебедя OB2-12 LBV из-за его чрезвычайной светимости, хотя он не продемонстрировал характерной изменчивости.
- ^ Самая яркая звезда акушерской ассоциации Scorpius OB1 и кандидат LBV . [25]
- ^ Возможно, это просто более близкая звезда после AGB. [37]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ 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 .
- ^ Кирилл Георгий; Сильвия Экстрём; Жорж Мейне; Филип Мэсси; Левеск; Рафаэль Хирши; Патрик Эггенбергер; Андре Медер (2012). «Сетки звездных моделей с вращением II. Популяции WR и предшественники сверхновых / GRB на Z = 0,014». Астрономия и астрофизика . 542 : А29. arXiv : 1203.5243 . Бибкод : 2012A&A...542A..29G . дои : 10.1051/0004-6361/201118340 . S2CID 119226014 .
- ^ Бротт, И.; Эванс, CJ; Хантер, И.; Де Котер, А.; Лангер, Н.; Дафтон, Польша; Кантиелло, М.; Трандл, К.; Леннон, диджей; Де Минк, SE ; Юн, С.-К.; Андерс, П. (2011). «Вращающиеся массивные звезды главной последовательности». Астрономия и астрофизика . 530 : А116. arXiv : 1102.0766 . Бибкод : 2011A&A...530A.116B . дои : 10.1051/0004-6361/201016114 . S2CID 55534197 .
- ^ Овоцкий, СП; Ван Марл, Аллард Ян (2007). «Светящиеся синие переменные и потеря массы вблизи предела Эддингтона». Труды Международного астрономического союза . 3 : 71–83. arXiv : 0801.2519 . Бибкод : 2008IAUS..250...71O . дои : 10.1017/S1743921308020358 . S2CID 15032961 .
- ^ Овоцкий, СП; Гейли, КГ; Шавив, Нью-Джерси (2004). «Формализм длины пористости для ограниченной потери массы звезд, утомляющей фотоны, выше предела Эддингтона». Астрофизический журнал . 616 (1): 525–541. arXiv : astro-ph/0409573 . Бибкод : 2004ApJ...616..525O . дои : 10.1086/424910 . S2CID 2331658 .
- ^ Смит, Н.; Овоцкий, СП (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд и звезд населения III». Астрофизический журнал . 645 (1): L45–L48. arXiv : astro-ph/0606174 . Бибкод : 2006ApJ...645L..45S . дои : 10.1086/506523 . S2CID 15424181 .
- ^ Jump up to: а б Винк, Дж. С. (2012). «Эта Киля и светящиеся синие переменные». Эта Киля и самозванцы сверхновых . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 384. стр. 221–247. arXiv : 0905.3338 . Бибкод : 2012ASSL..384..221В . дои : 10.1007/978-1-4614-2275-4_10 . ISBN 978-1-4614-2274-7 . S2CID 17983157 .
- ^ Лангер, Норберт; Хегер, Александр; Гарсиа-Сегура, Гильермо (1998). «Массивные звезды: предсверхновая эволюция внутренней и околозвездной структуры». Обзоры по современной астрономии . 11 : 57. Бибкод : 1998RvMA...11...57L .
- ^ Стотерс, Н.; Чин, К.-В. (1996). «Эволюция массивных звезд в светящиеся голубые переменные и звезды Вольфа-Райе для диапазона металличности» . Астрофизический журнал . 468 : 842–850. Бибкод : 1996ApJ...468..842S . дои : 10.1086/177740 .
- ^ Де Ягер, Корнелис (1998). «Жёлтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Бибкод : 1998A&ARv...8..145D . дои : 10.1007/s001590050009 . S2CID 189936279 .
- ^ Винк, Джорик С. (2012). «Эта Киля и светящиеся синие переменные». Эта Киля и самозванцы сверхновых . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 384. стр. 221–247. arXiv : 0905.3338 . Бибкод : 2012ASSL..384..221В . CiteSeerX 10.1.1.250.4184 . дои : 10.1007/978-1-4614-2275-4_10 . ISBN 978-1-4614-2274-7 . S2CID 17983157 .
- ^ 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 .
- ^ Jump up to: а б 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 .
- ^ Кларк, Дж. С.; Кастро, Н.; Гарсия, М.; Эрреро, А.; Нахарро, Ф.; Негеруэла, И.; Ричи, BW; Смит, КТ (2012). «О природе кандидатов на светящиеся синие переменные в M 33». Астрономия и астрофизика . 541 : А146. arXiv : 1202.4409 . Бибкод : 2012A&A...541A.146C . дои : 10.1051/0004-6361/201118440 . S2CID 17900583 .
- ^ Робберто, М.; Хербст, ТМ (1998). «Теплая пыль вокруг голубых гипергигантов: изображение светящейся синей переменной HD 168625 в среднем инфракрасном диапазоне» . Астрофизический журнал . 498 (1): 400–412. Бибкод : 1998ApJ...498..400R . дои : 10.1086/305519 .
- ^ Хамфрис, Роберта М .; Вайс, Керстин; Дэвидсон, Крис; Боманс, диджей; Бургграф, Биргитта (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 .
- ^ Jump up to: а б Гро, Хосе; Мейне, Жорж; Экстром, Сильвия; Георгий, Кирилл (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры I. Невращающаяся звезда 60 Msun от главной последовательности нулевого возраста до стадии перед сверхновой». Астрономия и астрофизика . 564 : А30. arXiv : 1401.7322 . Бибкод : 2014A&A...564A..30G . дои : 10.1051/0004-6361/201322573 . S2CID 118870118 .
- ^ Гро, Дж. Х.; Мейне, Г.; Экстрем, С. (2013). «Эволюция массивных звезд: светящиеся синие переменные как неожиданные прародители сверхновых». Астрономия и астрофизика . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Бибкод : 2013A&A...550L...7G . дои : 10.1051/0004-6361/201220741 . S2CID 119227339 .
- ^ Бьянки, Лусиана; Болин, Ральф; Мэсси, Филип (2004). «Звезды Ofpe/WN9 в M33». Астрофизический журнал . 601 (1): 228–241. arXiv : astro-ph/0310187 . Бибкод : 2004ApJ...601..228B . дои : 10.1086/380485 . S2CID 119371998 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час Samus', N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (2017). "General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1". Astronomy Reports . 61 (1): 80. Bibcode : 2017ARep...61...80S . doi : 10.1134/S1063772917010085 .
- ^ Стеркен, К.; де Гроот, М.; ван Гендерен, AM (1998). «Цикличность в световых вариациях синих переменных Luminzus II. R40, развивающая фазу S Doradus». Астрономия и астрофизика . 333 : 565. Бибкод : 1998A&A...333..565S .
- ^ Ван Гендерен, AM; Стеркен, К. (1999). «Вариации блеска массивных звезд (переменные альфа Лебедя). XVII. Сверхгиганты БМО R 74 (LBV), R 78, HD 34664 = S 22 (B[e]/LBV), R 84 и R 116 (LBV?)» . Астрономия и астрофизика . 349 : 537. Бибкод : 1999A&A...349..537V .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с Скифф, бакалавр (2014). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Скифф, 2009–2016)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/Mk. Первоначально опубликовано в: Обсерватория Лоуэлла (октябрь 2014 г.) . 1 : Б/мк. Бибкод : 2014yCat....1.2023S .
- ^ Маиз Апелланис, И.; Негеруэла (30 июля 2024 г.). «Барба-2: новое галактическое звездное скопление, богатое сверхгигантами». arXiv : 2407.20812v2 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час Кларк, Дж. С.; Нахарро, Ф.; Негеруэла, И.; Ричи, BW; Урбанеха, Массачусетс; Ховарт, ID (2012). «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 . S2CID 11978733 .
- ^ Jump up to: а б с д Кэтрин Ф. Ньюджент; Филип Мэсси; Брайан Скиф; Жорж Мейне (апрель 2012 г.). «Желтые и красные сверхгиганты в Магеллановых облаках». Астрофизический журнал . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Бибкод : 2012ApJ...749..177N . дои : 10.1088/0004-637X/749/2/177 . S2CID 119180846 .
- ^ Jump up to: а б Ван Гендерен, AM; Джонс, А.; Стеркен, К. (2006). «Световые вариации переменных альфа Лебедя в Магеллановых облаках». Журнал астрономических данных . 12 : 4. Бибкод : 2006JAD....12....4В .
- ^ Вольф, Б.; Кауфер, А.; Ривиниус, Т.; Шталь, О.; Зейферт, Т.; Туббесинг, С.; Шмид, Х.М. (2000). «Спектроскопический мониторинг светящихся горячих звезд Магеллановых облаков». Тепловые и ионизационные аспекты потоков от горячих звезд . 204 : 43. Бибкод : 2000ASPC..204...43W .
- ^ Мирошниченко А.С.; Ченцов Е.Л.; Клочкова, В.Г. (2000). «AS314: пыльный гипергигант А-типа» (PDF) . Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 144 (3): 379. Бибкод : 2000A&AS..144..379M . дои : 10.1051/aas:2000216 .
- ^ Столовый, С.Р.; Котера, А.; Донг, Х.; Моррис, MR; Ван, QD; Столовый, С.Р.; Ланг, К. (2010). «Отдельные звезды Вольфа-Райе и O-сверхгиганты в регионе центра Галактики, идентифицированные с помощью Пашена-избытка». Астрофизический журнал . 725 (1): 188–199. arXiv : 1009.2769 . Бибкод : 2010ApJ...725..188M . дои : 10.1088/0004-637X/725/1/188 . S2CID 20968628 .
- ^ Jump up to: а б 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 .
- ^ 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 .
- ^ Кларк, Дж. С.; Негеруэла, И.; Гонсалес-Фернандес, К. (2013). «IRAS 18357-0604 — аналог галактического желтого гипергиганта IRC +10420?». Астрономия и астрофизика . 561 : А15. arXiv : 1311.3956 . Бибкод : 2014A&A...561A..15C . дои : 10.1051/0004-6361/201322772 . S2CID 53372226 .
- ^ Кинан, ПК; Питтс, RE (1980). «Пересмотренные спектральные классы МК для звезд G, K и M» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 42 : 541. Бибкод : 1980ApJS...42..541K . дои : 10.1086/190662 .
- ^ 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 .
- ^ Шустер, Монтана; Хамфрис, РМ ; Маренго, М. (2006). «Околозвездная среда NML Лебедя и холодных гипергигантов». Астрономический журнал . 131 (1): 603–611. arXiv : astro-ph/0510010 . Бибкод : 2006AJ....131..603S . дои : 10.1086/498395 . S2CID 16723190 .
- ^ Юра, М.; Велусами, Т.; Вернер, М.В. (2001). «Что дальше с вероятной предсверхновой HD 179821?». Астрофизический журнал . 556 (1): 408. arXiv : astro-ph/0103282 . Бибкод : 2001ApJ...556..408J . дои : 10.1086/321553 . S2CID 18053762 .
- ^ Бритавский Н.Е.; Бонанос, Аризона; Эрреро, А.; Сервиньо, М.; Гарсиа-Альварес, Д.; Бойер, ML; Массерон, Т.; Менер, А.; Маккуинн, KBW (2019). «Физические параметры красных сверхгигантов в карликовых неправильных галактиках Местной группы». Астрономия и астрофизика . 631 : А95. arXiv : 1909.13378 . Бибкод : 2019A&A...631A..95B . дои : 10.1051/0004-6361/201935212 . S2CID 203593402 .
- ^ 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). «ПОИСКИ ХОЛОДНОЙ ПЫЛИ В СРЕДНЕ-ДАЛЕКОМ ИНФРАКРАСНОМ ДИАПАЗОНЕ: ИСТОРИЯ ПОТЕРИ МАССЫ ГИПЕРГИГАНТОВ μ Cep, VY CMa, IRC+10420 и ρ Cas» . Астрономический журнал . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . дои : 10.3847/0004-6256/151/3/51 .
- ^ Кинан, Филип К. (1 мая 1942 г.). «Светимости переменных М-типа малого диапазона» . Астрофизический журнал . 95 : 461. дои : 10.1086/144418 . ISSN 0004-637X .
- ^ Jump up to: а б с Чжан, Б.; Рид, MJ; Ментен, КМ; Чжэн, XW; Брунталер, А. (2012). «Расстояние и размер красного гипергиганта NML Лебедя по данным астрометрии VLBA и VLA» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 544 : А42. arXiv : 1207.1850 . Бибкод : 2012A&A...544A..42Z . дои : 10.1051/0004-6361/201219587 . S2CID 55509287 .
- ^ Джонс, Терри Джей; Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта (май 2023 г.). «Недавняя история потери массы гипергиганта RW Cep» . Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 7 (5): 92. Бибкод : 2023RNAAS...7...92J . дои : 10.3847/2515-5172/acd37f . ISSN 2515-5172 . S2CID 258701379 .
- ^ Чжан, Б.; Рид, MJ; Ментен, КМ; Чжэн, XW (январь 2012 г.). «Расстояние и кинематика красного гипергиганта VY CMa: астрометрия VLBA и VLA». Астрофизический журнал . 744 (1): 23. arXiv : 1109.3036 . Бибкод : 2012ApJ...744...23Z . дои : 10.1088/0004-637X/744/1/23 . S2CID 121202336 .
- ^ Алколеа, Дж.; Бухаррабаль, В.; Планесас, П.; Тейсье, Д.; Черничаро, Дж.; Де Бек, Э.; Дечин, Л.; Доминик, К.; Юсттанонт, К. (9 октября 2013 г.). «Наблюдения HIFISTARS Herschel/HIFI за VY Canis Majoris. Анализ молекулярных линий оболочки вокруг самой большой известной звезды» . arXiv.org . Проверено 13 марта 2024 г.
- ^ Jump up to: а б Стикленд, диджей (1985). «Наблюдения IRAS за холодными галактическими гипергигантами». Обсерватория . 105 : 229. Бибкод : 1985Obs...105..229S .
- ^ Маурон, Н.; Жослен, Э. (2011). «Скорость потери массы красных сверхгигантов и рецепт де Ягера». Астрономия и астрофизика . 526 : А156. arXiv : 1010.5369 . Бибкод : 2011A&A...526A.156M . дои : 10.1051/0004-6361/201013993 . S2CID 119276502 .
- ^ Табернеро, HM; Дорда, Р.; Негеруэла, И.; Марфил, Э. (февраль 2021 г.). «Природа VX Стрельца: это звезда TŻO, RSG или большая масса AGB?». Астрономия и астрофизика . 646 : 13. arXiv : 2011.09184 . Бибкод : 2021A&A...646A..98T . дои : 10.1051/0004-6361/202039236 .
