stringtranslate.com

Желтый гипергигант

Внутренние типы переменных на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, показывающей желтые гипергиганты выше (т.е. более яркие, чем) полоса нестабильности цефеид

Желтый гипергигант ( YHG ) — массивная звезда с протяженной атмосферой , спектральный класс от A до K, и, начиная с начальной массы около 20–60 солнечных масс , потеряла до половины 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 . Иногда их называют холодными гипергигантами по сравнению со звездами O- и B-типа, а иногда — теплыми гипергигантами по сравнению с красными сверхгигантами .

Классификация

Термин «гипергигант» использовался еще в 1929 году, но не для звезд, которые в настоящее время известны как гипергиганты. [1] Гипергиганты определяются по их классу 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 для гипергигантов был также предложен в 1979 году для некоторых других очень ярких горячих звезд, теряющих массу, [4] но не был применен к более холодным звездам. В 1991 году Ро Кассиопеи был первым, кого описали как желтый гипергигант, [5] вероятно, он был сгруппирован как новый класс ярких звезд во время обсуждений на семинаре по физике Солнца и астрофизике в интерферометрическом разрешении в 1992 году. [6]

Определения термина гипергигант остаются неопределенными, и хотя класс светимости 0 предназначен для гипергигантов, их чаще обозначают альтернативными классами светимости Ia-0 и Ia + . [7] Их большая звездная светимость определяется по различным спектральным характеристикам, которые чувствительны к поверхностной гравитации, таким как ширина линии Hβ в горячих звездах или сильный бальмеровский разрыв в более холодных звездах. Более низкая поверхностная гравитация часто указывает на более крупные звезды и, следовательно, на более высокую светимость. [8] У более холодных звезд сила наблюдаемых линий кислорода, таких как OI на 777,4 нм, может использоваться для калибровки непосредственно по звездной светимости. [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, за пределами ожидаемых для ярких звезд-сверхгигантов, а также должны показывать веские доказательства значительной потери массы. Кроме того, должен также присутствовать по крайней мере один расширенный компонент Hα . Они также могут демонстрировать очень сложные профили Hα, обычно имеющие сильные линии излучения в сочетании с линиями поглощения. [10]

Терминология желтых гипергигантов еще больше усложняется, когда их называют либо холодными гипергигантами, либо теплыми гипергигантами, в зависимости от контекста. Холодные гипергиганты относятся ко всем достаточно ярким и нестабильным звездам, более холодным, чем голубые гипергиганты и LBV , включая как желтые, так и красные гипергиганты. [11] Термин теплые гипергиганты использовался для очень ярких звезд классов A и F в M31 и M33, которые не являются LBV, [12], а также в более общем смысле для желтых гипергигантов. [13]

Характеристики

Визуальная кривая блеска ρ Кассиопеи с 1933 по 2015 гг.

Желтые гипергиганты занимают область диаграммы Герцшпрунга-Рассела выше полосы нестабильности , область, где обнаружено относительно мало звезд и где эти звезды, как правило, нестабильны. Спектральный и температурный диапазоны составляют приблизительно A0-K2 и 4000–8000 K (3730–7730 °C; 6740–13940 °F) соответственно. Область ограничена со стороны высоких температур Желтой эволюционной пустотой , где звезды этой светимости становятся крайне нестабильными и испытывают серьезную потерю массы. «Желтая эволюционная пустота» отделяет желтые гипергиганты от ярких голубых переменных, хотя желтые гипергиганты в своей самой горячей точке и яркие голубые переменные в своей самой холодной точке могут иметь примерно одинаковую температуру около 8000 K. На нижней границе температуры желтые гипергиганты и красные сверхгиганты четко не разделены; RW Цефея (примерно 4000 К (3730 °C; 6740 °F), 295 000  L ☉ ) 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 ☉ . С их выходом, достигающим пика в середине визуального диапазона, это самые визуально яркие звезды, известные с абсолютными величинами около −9 или −9,5 . [5]

Они большие и несколько нестабильные, с очень низкой поверхностной гравитацией. В то время как желтые сверхгиганты имеют поверхностную гравитацию (log g) ниже примерно 2, желтые гипергиганты имеют log g около нуля. Кроме того, они пульсируют нерегулярно, производя небольшие изменения температуры и яркости. Это приводит к очень высоким скоростям потери массы, и туманность обычна вокруг звезд. [16] Иногда более крупные вспышки могут временно затмевать звезды. [17]

Желтые гипергиганты образуются из массивных звезд после того, как они эволюционировали вдали от главной последовательности. Большинство наблюдаемых желтых гипергигантов прошли через фазу красного сверхгиганта и эволюционируют обратно в сторону более высоких температур, но несколько из них наблюдаются в кратком первом переходе от главной последовательности к красному сверхгиганту. Сверхгиганты с начальной массой менее 20  M ☉ взорвутся как сверхновые, оставаясь при этом красными сверхгигантами, в то время как звезды массивнее примерно 60  M ☉ никогда не остынут ниже температур голубого сверхгиганта. Точные диапазоны масс зависят от металличности и вращения. [18] Желтые сверхгиганты, остывающие в первый раз, могут быть массивными звездами до 60  M ☉ или более, [15] но пост-красные сверхгиганты потеряют около половины своей начальной массы. [19]

Химически большинство желтых гипергигантов показывают сильное поверхностное усиление азота , а также натрия и некоторых других тяжелых элементов . Углерод и кислород обеднены, в то время как гелий усилен, как и ожидалось для звезды после главной последовательности.

Эволюция

Желтые гипергиганты явно эволюционировали вне главной последовательности и поэтому истощили водород в своих ядрах. Большинство желтых гипергигантов постулируется как пост- красные сверхгиганты, эволюционирующие в синем направлении, [14] в то время как более стабильные и менее яркие желтые сверхгиганты, вероятно, впервые эволюционируют в красные сверхгиганты. Существуют веские 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 O-типа, более чем в 15 раз массивнее Солнца, но также и потому, что они проводят всего несколько тысяч лет в нестабильной желтой войдной фазе своей жизни. Фактически, трудно объяснить даже небольшое количество наблюдаемых желтых гипергигантов, относительно красных сверхгигантов сопоставимой светимости, с помощью простых моделей звездной эволюции. Самые яркие красные сверхгиганты могут совершать несколько «голубых петель», сбрасывая большую часть своей атмосферы, но на самом деле никогда не достигая стадии голубого сверхгиганта, каждая из которых занимает максимум несколько десятилетий. И наоборот, некоторые кажущиеся желтыми гипергиганты могут быть более горячими звездами, такими как «пропавшие» LBV, замаскированные в холодной псевдофотосфере. [14]

Недавние открытия голубых сверхгигантов-прародителей сверхновых также подняли вопрос о том, могли ли звезды взрываться непосредственно из стадии желтого гипергиганта. [20] Было обнаружено несколько возможных желтых сверхгигантов-прародителей сверхновых, 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 напрямую и четко. Это была эволюционировавшая звезда около 8000 К (7730 °C; 13940 °F), показывающая экстремальную потерю массы гелием и обогащенным азотом материалом. Хотя светимость неизвестна, только желтый гипергигант или светящаяся голубая переменная во время вспышки могут обладать этими свойствами. [23]

Современные модели предполагают, что звезды с определенным диапазоном масс и скоростей вращения могут взрываться как сверхновые, никогда больше не становясь голубыми сверхгигантами, но многие в конечном итоге пройдут прямо через желтую пустоту и станут маломассивными, малояркими, яркими голубыми переменными и, возможно, звездами Вольфа-Райе после этого. [24] В частности, более массивные звезды и звезды с более высокими скоростями потери массы из-за вращения или высокой металличности будут эволюционировать за пределы стадии желтого гипергиганта до более высоких температур, прежде чем достигнут коллапса ядра. [25]

Структура

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

Согласно современным физическим моделям звезд, желтый гипергигант должен обладать конвективным ядром, окруженным лучистой зоной, в отличие от звезды размером с Солнце, которая состоит из лучистого ядра, окруженного конвективной зоной . [26] Из-за своей чрезвычайной светимости и внутренней структуры [27] желтые гипергиганты испытывают высокие темпы потери массы [28] и, как правило, окружены оболочками выброшенного материала. Примером туманности, которая может возникнуть, является IRAS 17163-3907 , известная как Яичница, которая вытолкнула несколько солнечных масс материала всего за несколько сотен лет. [29]

Желтый гипергигант — ожидаемая фаза эволюции, поскольку самые яркие красные сверхгиганты эволюционируют в синем направлении, но они также могут представлять собой другой тип звезд. LBV во время извержения имеют такие плотные ветры, что они образуют псевдофотосферу, которая выглядит как более крупная более холодная звезда, несмотря на то, что лежащий в основе голубой сверхгигант в значительной степени не изменился. Наблюдается, что они имеют очень узкий диапазон температур около 8000 К (7730 °C; 13940 °F). При скачке бистабильности, который происходит около 21000 К (20700 °C; 37300 °F), ветры голубых сверхгигантов становятся в несколько раз плотнее и могут привести к еще более холодной псевдофотосфере. LBV не наблюдаются непосредственно ниже светимости, где скачок бистабильности пересекает полосу нестабильности S Золотой Рыбы (не путать с полосой нестабильности цефеид ), но предполагается, что они существуют и выглядят как желтые гипергиганты из-за своих псевдофотосфер. [30]

Известные желтые гипергиганты

Желтый гипергигант HR 5171 A, видимый как яркая желтая звезда в центре изображения.
Художественное представление двойной системы, содержащей желтый гипергигант HR 5171 A.

В галактике Млечный Путь

В других галактиках

Ссылки

  1. ^ Валленквист, Аа (1929). "Попытка определить средние массы звезд в шаровом скоплении М 3". Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 5 : 67. Bibcode :1929BAN.....5...67W.
  2. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филипп Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с кратким изложением спектральной классификации». Чикаго . Bibcode :1943assw.book.....M.
  3. ^ Де Ягер, Корнелис (1980). «Основные наблюдательные характеристики самых ярких звезд». Самые яркие звезды . стр. 18–56. doi :10.1007/978-94-009-9030-2_2. ISBN 978-90-277-1110-6.
  4. ^ Льоренте Де Андрес, Ф.; Ламерс, HJGLM; Мюллер, EA (1979). «Блокировка линий в ближнем ультрафиолетовом спектре звезд раннего типа — Часть вторая — Зависимость от спектрального типа и светимости для нормальных звезд». Приложение к астрономии и астрофизике . 38 : 367. Bibcode : 1979A&AS...38..367L.
  5. ^ ab Zsoldos, E.; Percy, JR (1991). "Фотометрия желтых полуправильных переменных - Rho Cassiopeiae". Астрономия и астрофизика . 246 : 441. Bibcode : 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. ^ Напивоцки, Р.; Шенбернер, Д.; Венске, В. (1993). «Об определении эффективной температуры и поверхностной силы тяжести звезд B, A и F с использованием бета-фотометрии Stromgren UVBY». Астрономия и астрофизика . 268 : 653. Bibcode : 1993A&A...268..653N. ISSN  0004-6361.
  9. ^ Арельяно Ферро, А.; Гиридхар, С.; Рохо Арельяно, Э. (2003). «Пересмотренная калибровка зависимости MV-W (OI 7774) с использованием данных Hipparcos: ее применение к цефеидам и эволюционировавшим звездам». Мексиканская версия астрономии и астрофизики . 39 :3.arXiv : astro -ph/0210695 . Бибкод : 2003RMxAA..39....3A.
  10. ^ abcde De Jager, C. (1998). "Желтые гипергиганты". Astronomy and Astrophysics Review . 8 (3): 145–180. Bibcode :1998A&ARv...8..145D. doi :10.1007/s001590050009. S2CID  189936279.
  11. ^ Лобель, А.; Де Ягер, К.; Ниувенхейзен, Х. (2013). «Длительный спектроскопический мониторинг холодных гипергигантов HR 8752, IRC+10420 и 6 Cas вблизи желтой эволюционной пустоты». 370 лет астрономии в Утрехте. Труды конференции, состоявшейся 2–5 апреля . 470 : 167. Bibcode : 2013ASPC..470..167L.
  12. ^ Хамфрис, Роберта М.; Дэвидсон, Крис; Грэммер, Скайлер; Ниланд, Натан; Мартин, Джон К.; Вайс, Керстин; Бургграф, Биргитта (2013). «Яркие и переменные звезды в M31 и M33. I. Теплые гипергиганты и эволюция пост-красных сверхгигантов». The Astrophysical Journal . 773 (1): 46. arXiv : 1305.6051 . Bibcode :2013ApJ...773...46H. doi :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). «Поиск холодной пыли в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне: истории потери массы гипергигантов μ Cep, VY CMa, IRC+10420 и ρ Cas». The Astronomical Journal . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . Bibcode :2016AJ....151...51S. doi : 10.3847/0004-6256/151/3/51 . S2CID  119281306.
  14. ^ abc Stothers, RB; Chin, CW (2001). "Желтые гипергиганты как динамически нестабильные пост-красные сверхгигантские звезды". The Astrophysical Journal . 560 (2): 934. Bibcode :2001ApJ...560..934S. doi : 10.1086/322438 . hdl : 2060/20010083764 .
  15. ^ abc Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три эволюционно критических гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163–176. Bibcode : 2000A&A...353..163N.
  16. ^ Лобель, А.; Исраэлян, Г.; де Ягер, К.; Мусаев, Ф.; Паркер, Дж. В.; Маврогиоргу, А. (1998). «Спектральная изменчивость холодного гипергиганта ро Кассиопеи». Астрономия и астрофизика . 330 : 659–675. Bibcode : 1998A&A...330..659L.
  17. ^ Лобель; Стефаник; Торрес; Дэвис; Ильин; Розенбуш (2003). «Спектроскопия вспышки тысячелетия и недавняя изменчивость желтого гипергиганта Ро Кассиопеи». Звезды как Солнца: активность . 219 : 903. arXiv : astro-ph/0312074 . Bibcode : 2004IAUS..219..903L.
  18. ^ Гро, Хосе Х.; Мейне, Жорж; Георгий, Сирил; Экстрём, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства коллапсирующих сверхновых и предшественников гамма-всплесков: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : A131. arXiv : 1308.4681 . Bibcode :2013A&A...558A.131G. doi :10.1051/0004-6361/201321906. S2CID  84177572.
  19. ^ Gesicki, K. (1992). "Моделирование околозвездных линий BAII для гипергиганта Ро-Кассиопеи". Астрономия и астрофизика . 254 : 280. Bibcode : 1992A&A...254..280G.
  20. ^ Langer, N.; Norman, CA; De Koter, A.; Vink, JS; Cantiello, M.; Yoon, S. -C. (2007). "Сверхновые, образующиеся при образовании пар на малых и больших красных смещениях". Astronomy and Astrophysics . 475 (2): L19. arXiv : 0708.1970 . Bibcode :2007A&A...475L..19L. doi :10.1051/0004-6361:20078482. S2CID  53516453.
  21. ^ Georgy, C. (2012). «Желтые сверхгиганты как предшественники сверхновых: признак сильной потери массы красными сверхгигантами?». Astronomy & Astrophysics . 538 : L8–L2. arXiv : 1111.7003 . Bibcode : 2012A&A...538L...8G. doi : 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 ветры-предшественники». Астрономия и астрофизика . 572 : L11. arXiv : 1408.5397 . Bibcode : 2014A&A...572L..11G. doi : 10.1051/0004-6361/201424852. S2CID  118935040.
  24. ^ Смит, Н.; Винк, Дж. С.; Де Котер, А. (2004). «Пропавшие яркие синие переменные и скачок бистабильности». The Astrophysical Journal . 615 (1): 475–484. arXiv : astro-ph/0407202 . Bibcode : 2004ApJ...615..475S. doi : 10.1086/424030. S2CID  17904692.
  25. ^ Chieffi, Alessandro; Limongi, Marco (2013). "Предсверхновая эволюция вращающихся солнечных металличных звезд в диапазоне масс 13-120M☉ и их взрывная мощность". The Astrophysical Journal . 764 (1): 21. Bibcode :2013ApJ...764...21C. doi : 10.1088/0004-637X/764/1/21 .
  26. ^ Фадеев, Я. А. (2011). «Пульсационная нестабильность желтых гипергигантов». Astronomy Letters . 37 (6): 403–413. arXiv : 1102.3810 . Bibcode : 2011AstL...37..403F. doi : 10.1134/S1063773711060016. S2CID  118642288.
  27. ^ Лангер, Норберт; Хегер, Александр; Гарсия-Сегура, Гильермо (1998). Райнхард Э. Шиликке (ред.). "Массивные звезды: эволюция внутренней и околозвездной структуры до сверхновой". Обзоры в Modern Astronomy 11: Звезды и галактики . 11. Гамбург: 57. Bibcode : 1998RvMA...11...57L.
  28. ^ Dinh-v-Trung; Muller, SB; Lim, J.; Kwok, S.; Muthu, C. (2009). «Исследование истории потери массы желтым гипергигантом IRC+10420». The Astrophysical Journal . 697 (1): 409–419. arXiv : 0903.3714 . Bibcode : 2009ApJ...697..409D. doi : 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.; Маиз Апелланис, Дж.; Корибальски, Б.; Кроутер, П. А. (2007). «Проверка предсказанного скачка бистабильности потери массы на радиоволнах». Астрономия и астрофизика . 467 (3): 1265. arXiv : astro-ph/0703577 . Bibcode : 2007A&A...467.1265B. doi : 10.1051/0004-6361:20077139. S2CID  14601449.
  31. ^ Кинан, ПК; Питтс, Р. Э. (1980-04-01). «Пересмотренные спектральные типы МК для звезд G, K ANS M». Серия приложений к Astrophysical Journal . 42 : 541–563. Bibcode : 1980ApJS...42..541K. doi : 10.1086/190662 . ISSN  0067-0049.
  32. ^ Кинан, ПК; Макнил, Р.К. (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд». Серия приложений к астрофизическому журналу . 71 : 245. Bibcode : 1989ApJS...71..245K. doi : 10.1086/191373.
  33. ^ ван Гендерен, AM; Лобель, А.; Ньювенхейзен, Х.; Генри, GW; де Ягер, К.; Блоун, Э.; Ди Скала, Г.; ван Баллегой, EJ (ноябрь 2019 г.). «Пульсации, извержения и эволюция четырех желтых гипергигантов». Астрономия и астрофизика . 631 : А48. arXiv : 1910.02460 . Бибкод : 2019A&A...631A..48В. дои : 10.1051/0004-6361/201834358. ISSN  0004-6361.
  34. ^ Дэвис, Бен; Файгер, Дон Ф.; Лоу, Кейси Дж.; Кудрицкий, Рольф-Питер; Нахарро, Франциско; Эрреро, Артемио; МакКенти, Джон У. (2008). «Холодное сверхгигантское население массивного молодого звездного скопления RSGC1». The Astrophysical Journal . 676 (2): 1016–1028. arXiv : 0711.4757 . Bibcode :2008ApJ...676.1016D. doi :10.1086/527350. S2CID  15639297.
  35. ^ Гарсия, Б. (1 июня 1989 г.). «Список стандартных звезд МК». Информационный бюллетень Центра Donnees Stellaires . 36 : 27. Бибкод : 1989BICDS..36...27G. ISSN  1169-8837.
  36. ^ 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.
  37. ^ Кларк, Дж. С.; Ричи, Б. В.; Негуэруэла, И. (2013-12-01). "Окружающая среда и эволюционное состояние сверхгигантской звезды B[e] Wd1-9". Астрономия и астрофизика . 560 : A11. arXiv : 1311.4792 . Bibcode : 2013A&A...560A..11C. doi : 10.1051/0004-6361/201321412. ISSN  0004-6361. S2CID  53408838.
  38. ^ Мессинео, Мария; Дэвис, Бен; Иванов, Валентин Д.; Файгер, Дональд Ф.; Шуллер, Фредерик; Хабинг, Харм Дж.; Ментен, Карл М.; Петр-Готценс, Моника Г. (2009-05-01). "Ближние инфракрасные спектры галактических звездных скоплений, обнаруженные на изображениях Spitzer/GLIMPSE". The Astrophysical Journal . 697 (1): 701–712. arXiv : 0903.2238 . Bibcode :2009ApJ...697..701M. doi :10.1088/0004-637X/697/1/701. ISSN  0004-637X. S2CID  15823676.
  39. ^ Кларк, Дж. С.; Патрик, Л. Р.; Нахарро, Ф.; Эванс, К. Дж.; Лор, М. (2021-05-01). «Ограничение популяции изолированных массивных звезд в пределах Центральной молекулярной зоны». Астрономия и астрофизика . 649 : A43. arXiv : 2102.08126 . Bibcode : 2021A&A...649A..43C. doi : 10.1051/0004-6361/202039205. ISSN  0004-6361. S2CID  231934076.
  40. ^ Анугу, Нарсиредди; Гис, Дуглас Р.; Реттенбахер, Рэйчел М.; Моннье, Джон Д.; Монтаржес, Мигель; Меран, Антуан; Барон, Фабьен; Шефер, Гейл Х.; Шепард, Кэтрин А.; Краус, Стефан; Андерсон, Мэтью Д.; Кодрон, Изабель; Гарднер, Тайлер; Гутьеррес, Майра; Кёлер, Райнер (сентябрь 2024 г.). «Изображения временной эволюции гипергиганта RW Цефеи во время фазы повторного просветления после Великого затемнения». Письма астрофизического журнала . 973 (1): Л5. arXiv : 2408.11906 . Бибкод : 2024ApJ...973L...5A. дои : 10.3847/2041-8213/ad736c . ISSN  2041-8205.
  41. ^ Хамфрис, Роберта М.; Хельмель, Грета; Джонс, Терри Дж.; Гордон, Майкл С. (2020-09-01). «Изучение истории потери массы красных сверхгигантов*». The Astronomical Journal . 160 (3): 145. arXiv : 2008.01108 . Bibcode : 2020AJ....160..145H. doi : 10.3847/1538-3881/abab15 . ISSN  0004-6256.
  42. ^ Нейджент, Кэтрин Ф.; Мэсси, Филипп; Скифф, Брайан; Мейне, Жорж (2012-04-20). «Желтые и красные сверхгиганты в Большом Магеллановом Облаке». The Astrophysical Journal . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Bibcode :2012ApJ...749..177N. doi :10.1088/0004-637X/749/2/177. ISSN  0004-637X.
  43. ^ abc Chen, Kaitlyn M.; Dorn-Wallenstein, Trevor Z. (2024-03-01). "Спектроскопическая охота на пост-красные сверхгиганты в Большом Магеллановом Облаке. I. Предварительные результаты". Research Notes of the American Astronomical Society . 8 (3): 75. arXiv : 2403.08048 . Bibcode : 2024RNAAS...8...75C. doi : 10.3847/2515-5172/ad32bb . ISSN  2515-5172.
  44. ^ ab Humphreys, RM; Weis, K.; Davidson, K.; Bomans, DJ; Burggraf, B. (2014). "Яркие и переменные звезды в M31 и M33. II. Яркие голубые переменные, кандидаты в LBV, звезды с эмиссионными линиями Fe II и другие сверхгиганты". The Astrophysical Journal . 790 (1): 48. arXiv : 1407.2259 . Bibcode :2014ApJ...790...48H. doi :10.1088/0004-637X/790/1/48. S2CID  119177378.
  45. ^ abcde Курниотис, М.; Бонанос, AZ; Юань, В.; Макри, Л.М.; Гарсия-Альварес, Д.; Ли, К.-Х. (2017-05-01). "Мониторинг светящихся желтых массивных звезд в M 33: новые кандидаты в желтые гипергиганты". Астрономия и астрофизика . 601 : A76. arXiv : 1612.06853 . Bibcode : 2017A&A...601A..76K. doi : 10.1051/0004-6361/201629146. ISSN  0004-6361.
  46. ^ abc Курниотис, М; Краус, М; Марьева, О; Борхес Фернандес, М; Маравелиас, Г (2022-02-12). «Повторный визит к эволюционировавшим гипергигантам в Магеллановых облаках». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 511 (3): 4360–4376. doi : 10.1093/mnras/stac386 . ISSN  0035-8711.
  47. ^ abcdefghijklmn Хамфрис, Роберта М.; Стэнгл, Сара; Гордон, Майкл С.; Дэвидсон, Крис; Грэммер, Скайлер Х. (01.01.2019). "Яркие и переменные звезды в NGC 2403 и M81*". The Astronomical Journal . 157 (1): 22. arXiv : 1811.06559 . Bibcode :2019AJ....157...22H. doi : 10.3847/1538-3881/aaf1ac . ISSN  0004-6256.