stringtranslate.com

Красный сверхгигант

Красные сверхгиганты ( RSG ) — это звезды с классом светимости сверхгигантов ( класс Йеркса I ) и звездной классификацией K или M. [1] Они являются крупнейшими звездами во Вселенной с точки зрения объема , хотя они не самые массивные или светимые . Бетельгейзе и Антарес A — самые яркие и известные красные сверхгиганты (RSG), на самом деле единственные красные сверхгиганты первой величины .

Классификация

Звезды классифицируются как сверхгиганты на основе их спектрального класса светимости . Эта система использует определенные диагностические спектральные линии для оценки поверхностной гравитации звезды, тем самым определяя ее размер относительно ее массы. Более крупные звезды более светимы при данной температуре и теперь могут быть сгруппированы в полосы различной светимости. [2]

Различия в светимости между звездами наиболее очевидны при низких температурах, когда гигантские звезды намного ярче звезд главной последовательности. Сверхгиганты имеют самую низкую поверхностную гравитацию и, следовательно, являются самыми большими и яркими при определенной температуре.

Система классификации Йеркса или Моргана-Кинана (МК) [3] является почти универсальной. Она группирует звезды в пять основных групп светимости, обозначенных римскими цифрами :

Специфичный для сверхгигантов класс светимости далее делится на нормальных сверхгигантов класса Ib и ярчайших сверхгигантов класса Ia. Также используется промежуточный класс Iab. Исключительно яркие звезды с низкой поверхностной гравитацией и сильными признаками потери массы могут быть обозначены классом светимости 0 (ноль), хотя это встречается редко. [4] Чаще будет использоваться обозначение Ia-0, [5] а еще чаще Ia + . [6] Эти спектральные классификации гипергигантов очень редко применяются к красным сверхгигантам, хотя термин красный гипергигант иногда используется для самых протяженных и нестабильных красных сверхгигантов, таких как VY Canis Majoris и NML Cygni . [7] [8]

«Красная» часть «красного сверхгиганта» относится к холодной температуре. Красные сверхгиганты — самые холодные сверхгиганты, звезды M-типа и, по крайней мере, некоторые звезды K-типа, хотя точного разделения нет. Сверхгиганты K-типа встречаются реже, чем звезды M-типа, поскольку они представляют собой кратковременную переходную стадию и несколько нестабильны. Звезды K-типа, особенно ранние или более горячие типы K, иногда описываются как оранжевые сверхгиганты (например, Zeta Cephei ) или даже как желтые (например, желтый гипергигант HR 5171 Aa). [ необходима цитата ]

Характеристики

Красные сверхгиганты холодные и большие. Они имеют спектральные типы K и M, следовательно, температуру поверхности ниже 4100  K. [9] Обычно они в несколько сотен или более тысячи раз больше радиуса Солнца , [ 9] хотя размер не является основным фактором при определении звезды как сверхгиганта. Яркая холодная гигантская звезда может легко быть больше более горячего сверхгиганта. Например, Альфа Геркулеса классифицируется как гигантская звезда с радиусом от 264 до 303  R ☉ , в то время как Эпсилон Пегаса является сверхгигантом K2 всего лишь с 185  R ☉ .

Хотя красные сверхгиганты намного холоднее Солнца, они настолько больше, что обладают высокой светимостью, обычно в десятки или сотни тысяч  L ☉ . [9] Существует теоретический верхний предел радиуса красного сверхгиганта около 1500  R ☉ . [9] В пределе Хаяши звезды выше этого радиуса были бы слишком нестабильны и просто не образовывались бы.

Красные сверхгиганты имеют массу от 10  M ☉ до 30 или 40  M ☉ . [10] Звезды главной последовательности, более массивные, чем около 40  M ☉ , не расширяются и не остывают, чтобы стать красными сверхгигантами. Красные сверхгиганты в верхней части возможного диапазона массы и светимости являются крупнейшими из известных. Их низкая поверхностная гравитация и высокая светимость вызывают экстремальную потерю массы, в миллионы раз превышающую солнечную, создавая наблюдаемые туманности, окружающие звезду. [11] К концу своей жизни красные сверхгиганты могут потерять значительную часть своей первоначальной массы. Более массивные сверхгиганты теряют массу гораздо быстрее, и все красные сверхгиганты, по-видимому, достигают аналогичной массы порядка 10  M ☉ к моменту коллапса их ядер. Точное значение зависит от начального химического состава звезды и скорости ее вращения. [12]

Большинство красных сверхгигантов показывают некоторую степень визуальной изменчивости , но только редко с четко определенным периодом или амплитудой. Поэтому их обычно классифицируют как неправильные или полуправильные переменные. У них даже есть свои собственные подклассы, SRC и LC для медленных полуправильных и медленных неправильных сверхгигантских переменных соответственно. Изменения обычно медленные и имеют небольшую амплитуду, но известны амплитуды до четырех величин. [13]

Статистический анализ многих известных переменных красных сверхгигантов показывает ряд вероятных причин для вариации: всего несколько звезд показывают большие амплитуды и сильный шум, указывающий на изменчивость на многих частотах, что, как полагают, указывает на мощные звездные ветры , которые происходят к концу жизни красного сверхгиганта; более распространенными являются одновременные радиальные вариации моды в течение нескольких сотен дней и, вероятно, нерадиальные вариации моды в течение нескольких тысяч дней; только несколько звезд кажутся действительно нерегулярными, с малыми амплитудами, вероятно, из-за фотосферной грануляции . Фотосферы красных сверхгигантов содержат относительно небольшое количество очень больших конвективных ячеек по сравнению со звездами, такими как Солнце . Это вызывает вариации поверхностной яркости, которые могут привести к видимым вариациям яркости по мере вращения звезды. [14]

Спектры красных сверхгигантов похожи на спектры других холодных звезд, в которых доминирует лес линий поглощения металлов и молекулярных полос. Некоторые из этих характеристик используются для определения класса светимости, например, некоторые интенсивности полос циана в ближнем инфракрасном диапазоне и триплет Ca II . [15]

Мазерное излучение является обычным для околозвездного материала вокруг красных сверхгигантов. Чаще всего оно возникает из H 2 O и SiO, но гидроксильное (OH) излучение также происходит из узких областей. [16] В дополнение к картографированию с высоким разрешением околозвездного материала вокруг красных сверхгигантов, [17] наблюдения мазеров VLBI или VLBA могут быть использованы для получения точных параллаксов и расстояний до их источников. [18] В настоящее время это применяется в основном к отдельным объектам, но может стать полезным для анализа структуры галактик и открытия в противном случае скрытых красных сверхгигантов. [19]

Поверхностное содержание красных сверхгигантов в основном определяется водородом, хотя водород в ядре полностью израсходован. На последних стадиях потери массы, перед взрывом звезды, поверхностный гелий может обогащаться до уровней, сопоставимых с водородом. В теоретических моделях экстремальной потери массы может быть потеряно достаточно водорода, чтобы гелий стал самым распространенным элементом на поверхности. Когда звезды докрасна сверхгиганта покидают главную последовательность, кислорода на поверхности больше, чем углерода, а азота меньше, чем любого из них, что отражает распространенность от формирования звезды. Углерод и кислород быстро истощаются, а азот увеличивается в результате вытягивания обработанного CNO материала из слоев слияния. [20]

Красные сверхгиганты, как наблюдалось, вращаются медленно или очень медленно. Модели показывают, что даже быстро вращающиеся звезды главной последовательности должны тормозиться из-за потери массы, так что красные сверхгиганты почти не вращаются. Те красные сверхгиганты, такие как Бетельгейзе , которые имеют умеренные скорости вращения, могли приобрести их после достижения стадии красного сверхгиганта, возможно, через бинарное взаимодействие. Ядра красных сверхгигантов все еще вращаются, и дифференциальная скорость вращения может быть очень большой. [21]

Определение

Бетельгейзе пульсирует и демонстрирует изменения профиля спектральной линии (снимки HST UV)

Классы светимости сверхгигантов легко определить и применить к большому количеству звезд, но они группируют несколько очень разных типов звезд в одну категорию. Эволюционное определение ограничивает термин сверхгигант теми массивными звездами, которые начинают ядерный гелиевый синтез без развития вырожденного гелиевого ядра и без гелиевой вспышки. Они повсеместно продолжат сжигать более тяжелые элементы и претерпят коллапс ядра, что приведет к сверхновой . [ 22]

Менее массивные звезды могут развить сверхгигантский спектральный класс светимости при относительно низкой светимости, около 1000  L ☉, когда они находятся на асимптотической ветви гигантов (AGB), подвергаясь горению гелиевой оболочки. Исследователи теперь предпочитают классифицировать их как звезды AGB, отличные от сверхгигантов, потому что они менее массивны, имеют другой химический состав на поверхности, испытывают другие типы пульсации и изменчивости и будут развиваться по-другому, обычно производя планетарную туманность и белого карлика. [23] Большинство звезд AGB не станут сверхновыми, хотя есть интерес к классу звезд super-AGB , которые почти достаточно массивны, чтобы претерпеть полное слияние углерода, что может производить необычные сверхновые, хотя никогда не развивая железное ядро. [24] Одной из заметных групп звезд с низкой массой и высокой светимостью являются переменные RV Тельца , звезды AGB или post-AGB, лежащие на полосе нестабильности и демонстрирующие отличительные полурегулярные изменения.

Эволюция

Красный сверхгигант завершает свою жизнь как сверхновая II типа (внизу слева) в спиральном рукаве M74 [25]

Красные сверхгиганты развиваются из звезд главной последовательности с массами между 8  M ☉ и 30 или 40  M ☉ . [10] Звезды с большей массой никогда не остывают достаточно, чтобы стать красными сверхгигантами. Звезды с меньшей массой развивают вырожденное гелиевое ядро ​​во время фазы красного гиганта, испытывают гелиевую вспышку перед слиянием гелия на горизонтальной ветви , развиваются вдоль AGB, сжигая гелий в оболочке вокруг вырожденного углеродно-кислородного ядра, затем быстро теряют свои внешние слои, становясь белым карликом с планетарной туманностью. [12] Звезды AGB могут развивать спектры с классом светимости сверхгиганта, поскольку они расширяются до экстремальных размеров относительно своей малой массы, и они могут достигать светимости в десятки тысяч раз больше солнечной. Промежуточные звезды «супер-AGB», около 9  M ☉ , могут подвергаться слиянию углерода и могут производить сверхновую с электронным захватом посредством коллапса кислородно - неонового ядра . [24]

Звезды главной последовательности, сжигающие водород в своих ядрах, с массами от 10 до 30 или 40  M ☉ будут иметь температуру от 25 000 К до 32 000 К и спектральные типы раннего B, возможно, очень позднего O. Они уже являются очень яркими звездами массой 10 000–100 000  L ☉ из-за быстрого синтеза водорода в цикле CNO , и у них полностью конвективные ядра. В отличие от Солнца, внешние слои этих горячих звезд главной последовательности не являются конвективными. [12]

Эти пре-красные сверхгиганты главной последовательности звёзд исчерпывают водород в своих ядрах через 5–20 миллионов лет. Затем они начинают сжигать оболочку водорода вокруг теперь уже преимущественно гелиевого ядра, и это заставляет их расширяться и остывать в сверхгигантов. Их светимость увеличивается примерно в три раза. Поверхностное содержание гелия теперь достигает 40%, но обогащение более тяжёлыми элементами незначительно. [12]

Сверхгиганты продолжают остывать, и большинство из них быстро пройдут через полосу нестабильности цефеид , хотя самые массивные проведут короткий период как желтые гипергиганты . Они достигнут позднего класса K или M и станут красными сверхгигантами. Гелиевый синтез в ядре начинается плавно либо во время расширения звезды, либо когда она уже станет красным сверхгигантом, но это производит мало немедленных изменений на поверхности. Красные сверхгиганты развивают глубокие конвективные зоны, простирающиеся от поверхности более чем на полпути к ядру, и это вызывает сильное обогащение азотом на поверхности с некоторым обогащением более тяжелыми элементами. [26]

Некоторые красные сверхгиганты испытывают синие петли , где они временно повышают температуру, прежде чем вернуться в состояние красного сверхгиганта. Это зависит от массы, скорости вращения и химического состава звезды. Хотя многие красные сверхгиганты не испытывают синей петли, некоторые могут иметь несколько. Температура может достигать 10 000 К на пике синей петли. Точные причины синих петель различаются у разных звезд, но они всегда связаны с гелиевым ядром, увеличивающимся пропорционально массе звезды и вызывающим более высокие скорости потери массы из внешних слоев. [21]

Все красные сверхгиганты исчерпают гелий в своих ядрах в течение одного или двух миллионов лет, а затем начнут сжигать углерод. Это продолжается с синтезом более тяжелых элементов, пока не образуется железное ядро, которое затем неизбежно коллапсирует, образуя сверхновую. Время от начала синтеза углерода до коллапса ядра составляет не более нескольких тысяч лет. В большинстве случаев коллапс ядра происходит, когда звезда все еще является красным сверхгигантом, большая оставшаяся богатая водородом атмосфера выбрасывается, и это создает спектр сверхновой типа II . Непрозрачность этого выброшенного водорода уменьшается по мере его охлаждения, и это вызывает длительную задержку падения яркости после начального пика сверхновой, характерную для сверхновой типа II-P. [12] [26]

Наиболее яркие красные сверхгиганты, с металличностью , близкой к солнечной , как ожидается, потеряют большую часть своих внешних слоев до того, как их ядра разрушатся, поэтому они эволюционируют обратно в желтые гипергиганты и яркие голубые переменные. Такие звезды могут взрываться как сверхновые типа II-L, все еще с водородом в спектрах, но с недостаточным количеством водорода, чтобы вызвать расширенное плато яркости в их кривых блеска. Звезды с еще меньшим количеством водорода могут производить необычные сверхновые типа IIb, где водорода остается так мало, что линии водорода в начальном спектре типа II исчезают до появления сверхновой типа Ib. [27]

Наблюдаемые прародители сверхновых типа II-P все имеют температуру от 3500 К до 4400 К и светимость от 10 000  L ☉ до 300 000  L ☉ . Это соответствует ожидаемым параметрам красных сверхгигантов с меньшей массой. Было обнаружено небольшое количество прародителей сверхновых типа II-L и типа IIb, все они имеют светимость около 100 000  L ☉ и несколько более высокую температуру до 6000 К. Они хорошо соответствуют красным сверхгигантам с немного большей массой и высокими скоростями потери массы. Нет известных прародителей сверхновых, соответствующих самым ярким красным сверхгигантам, и ожидается, что они эволюционируют в звезды Вольфа Райе перед взрывом. [21]

Кластеры

RSGC1 — первое из нескольких массивных скоплений, в которых обнаружено несколько красных сверхгигантов.

Красные сверхгиганты обязательно имеют возраст не более 25 миллионов лет, и ожидается, что такие массивные звезды образуются только в относительно больших скоплениях звезд , поэтому ожидается, что они будут обнаружены в основном вблизи заметных скоплений. Однако они довольно недолговечны по сравнению с другими фазами в жизни звезды и образуются только из относительно необычных массивных звезд, поэтому, как правило, в каждом скоплении в любой момент времени будет только небольшое количество красных сверхгигантов. Массивное скопление Hodge 301 в туманности Тарантул содержит три. [28] До 21-го века наибольшее количество красных сверхгигантов, известных в одном скоплении, составляло пять в NGC 7419. [ 29] Большинство красных сверхгигантов встречаются поодиночке, например, Бетельгейзе в ассоциации Ориона OB1 и Антарес в ассоциации Скорпиона–Центавра .

С 2006 года ряд массивных скоплений был идентифицирован вблизи основания рукава Crux-Scutum галактики, каждое из которых содержит несколько красных сверхгигантов. RSGC1 содержит по крайней мере 12 красных сверхгигантов, RSGC2 (также известный как Stephenson 2 ) содержит по крайней мере 26, RSGC3 содержит по крайней мере 8, и RSGC4 (также известный как Alicante 8 ) также содержит по крайней мере 8. Всего было идентифицировано 80 подтверждённых красных сверхгигантов в небольшой области неба в направлении этих скоплений. Эти четыре скопления, по-видимому, являются частью массивного всплеска звездообразования 10–20 миллионов лет назад на ближнем конце перемычки в центре галактики. [30] Похожие массивные скопления были обнаружены вблизи дальнего конца галактической перемычки, но не такое большое количество красных сверхгигантов. [31]

Примеры

Регион Ориона , на котором виден красный сверхгигант Бетельгейзе.

Красные сверхгиганты — редкие звезды, но они видны на большом расстоянии и часто являются переменными, поэтому существует ряд хорошо известных примеров, наблюдаемых невооруженным глазом:

Исторически считалось, что Мира является красным сверхгигантом, но в настоящее время широко признано, что это асимптотическая звезда ветви гигантов. [32]

Некоторые красные сверхгиганты крупнее и ярче, их радиусы в тысячу раз больше радиуса Солнца. Поэтому их также называют красными гипергигантами :

Обзор, который, как ожидалось, должен был охватить практически все красные сверхгиганты Магелланова Облака [33], обнаружил около дюжины звезд класса М, M v −7 и ярче, примерно в четверть миллиона раз ярче Солнца и с радиусом от 1000 радиусов Солнца и выше.

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Хенни Дж. Г. Л. М. Ламерс; Джозеф П. Кассинелли (17 июня 1999 г.). Введение в звездные ветры. Cambridge University Press. стр. 53–. ISBN 978-0-521-59565-0. Получено 31 августа 2012 г.
  2. ^ Гейслер, Д. (1984). «Классификация светимости по системе Вашингтона». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 96 : 723. Bibcode : 1984PASP...96..723G. doi : 10.1086/131411 .
  3. ^ Морган, WW; Кинан, PC (1973). «Спектральная классификация». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 11 : 29–50. Bibcode : 1973ARA&A..11...29M. doi : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  4. ^ Percy, JR; Zsoldos, E. (1992). "Фотометрия желтых полуправильных переменных – HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)". Астрономия и астрофизика . 263 : 123. Bibcode : 1992A&A...263..123P.
  5. ^ 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.
  6. ^ Де Ягер, Корнелис (1998). «Желтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Bibcode : 1998A&ARv...8..145D. doi : 10.1007/s001590050009. S2CID  189936279.
  7. ^ Чжан, Б.; Рейд, М.Дж.; Ментен, К.М.; Чжэн, X.В. (2012). «РАССТОЯНИЕ И КИНЕМАТИКА КРАСНОГО ГИПЕРГИГАНА VY CMa: МАССИВ С ОЧЕНЬ ДЛИННОЙ БАЗОЙ И АСТРОМЕТРИЯ С ОЧЕНЬ БОЛЬШОЙ БАЗОЙ». The Astrophysical Journal . 744 (1): 23. Bibcode :2012ApJ...744...23Z. doi : 10.1088/0004-637X/744/1/23 .
  8. ^ Чжан, Б.; Рид, М. Дж.; Ментен, К. М.; Чжэн, X. В.; Брунталер, А. (2012). «Расстояние и размер красного гипергиганта NML Лебедя по данным астрометрии VLBA и VLA». Астрономия и астрофизика . 544 : A42. arXiv : 1207.1850 . Bibcode : 2012A&A...544A..42Z. doi : 10.1051/0004-6361/201219587. S2CID  55509287.
  9. ^ abcde Levesque, Emily M. ; Massey, Philip; Olsen, KAG; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). «Эффективная температурная шкала галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». The Astrophysical Journal . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Bibcode :2005ApJ...628..973L. doi :10.1086/430901. S2CID  15109583.
  10. ^ ab Helmel, G.; Gordon, M.; Humphreys, R.; Jones, T. (2020). «Изучение истории потери массы красных сверхгигантов». Тезисы докладов Американского астрономического общества № 235. 235 ( 3): 145. arXiv : 2008.01108 . Bibcode : 2020AAS...23511026H. doi : 10.3847/1538-3881/abab15 .
  11. ^ Смит, Натан; Хамфрис, Роберта М.; Дэвидсон, Крис; Герц, Роберт Д.; Шустер, М. Т.; Крауттер, Иоахим (2001). «Асимметричная туманность, окружающая экстремальный красный сверхгигант Vy Canis Majoris». The Astronomical Journal . 121 (2): 1111–1125. Bibcode : 2001AJ....121.1111S. doi : 10.1086/318748 .
  12. ^ abcde Ekström, S.; Georgy, C.; Eggenberger, P.; Meynet, G.; Mowlavi, N.; Wyttenbach, A.; Granada, A.; Decressin, T.; Hirschi, R.; Frischknecht, U.; Charbonnel, C.; Maeder, A. (2012). "Сетки звездных моделей с вращением. I. Модели от 0,8 до 120 M⊙ при солнечной металличности (Z = 0,014)". Astronomy & Astrophysics . 537 : A146. arXiv : 1110.5049 . Bibcode :2012A&A...537A.146E. doi :10.1051/0004-6361/201117751. S2CID  85458919.
  13. ^ Kiss, LL; Szabo, GM; Bedding, TR (2006). «Изменчивость красных сверхгигантов: пульсации, длинные вторичные периоды и конвекционный шум». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 372 (4): 1721–1734. arXiv : astro-ph/0608438 . Bibcode : 2006MNRAS.372.1721K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x . S2CID  5203133.
  14. ^ Шварцшильд, Мартин (1975). «О масштабе фотосферной конвекции в красных гигантах и ​​сверхгигантах». Astrophysical Journal . 195 : 137–144. Bibcode : 1975ApJ...195..137S. doi : 10.1086/153313 .
  15. ^ Уайт, Н. М.; Винг, Р. Ф. (1978). "Фотоэлектрическая двумерная спектральная классификация сверхгигантов класса М". Astrophysical Journal . 222 : 209. Bibcode : 1978ApJ...222..209W. doi : 10.1086/156136 .
  16. ^ Fok, Thomas KT; Nakashima, Jun-Ichi; Yung, Bosco HK; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji (2012). "Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters". The Astrophysical Journal . 760 (1): 65. arXiv : 1209.6427 . Bibcode :2012ApJ...760...65F. doi :10.1088/0004-637X/760/1/65. S2CID  53393926.
  17. ^ Ричардс, AMS; Йейтс, JA; Коэн, RJ (1999). «Мазерное картирование мелкомасштабной структуры в околозвездной оболочке S Персея». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 306 (4): 954–974. Bibcode : 1999MNRAS.306..954R. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02606.x .
  18. ^ Кусуно, К.; Асаки, И.; Имаи, Х.; Ояма, Т. (2013). «Измерение расстояния и собственного движения красного сверхгиганта Pz Cas в астрометрии мазера H2O с очень длинной базой». The Astrophysical Journal . 774 (2): 107. arXiv : 1308.3580 . Bibcode :2013ApJ...774..107K. doi :10.1088/0004-637X/774/2/107. S2CID  118867155.
  19. ^ Verheyen, L.; Messineo, M.; Menten, KM (2012). "Излучение мазера SiO от красных сверхгигантов по всей Галактике. I. Цели в массивных звездных скоплениях". Astronomy & Astrophysics . 541 : A36. arXiv : 1203.4727 . Bibcode : 2012A&A...541A..36V. doi : 10.1051/0004-6361/201118265. S2CID  55630819.
  20. ^ Georgy, C. (2012). «Желтые сверхгиганты как предшественники сверхновых: признак сильной потери массы красными сверхгигантами?». Astronomy & Astrophysics . 538 : L8. arXiv : 1111.7003 . Bibcode : 2012A&A...538L...8G. doi : 10.1051/0004-6361/201118372. S2CID  55001976.
  21. ^ abc Meynet, G.; Chomienne, V.; Ekström, S.; Georgy, C.; Granada, A.; Groh, J.; Maeder, A.; Eggenberger, P.; Levesque, E.; Massey, P. (2015). "Влияние потери массы на эволюцию и свойства красных сверхгигантов до возникновения сверхновых". Astronomy & Astrophysics . 575 : A60. arXiv : 1410.8721 . Bibcode :2015A&A...575A..60M. doi :10.1051/0004-6361/201424671. S2CID  38736311.
  22. ^ Van Loon, J. Th.; Cioni, M.-RL; Zijlstra, AA; Loup, C. (2005). «Эмпирическая формула для скорости потери массы покрытых пылью красных сверхгигантов и богатых кислородом звезд асимптотической ветви гигантов». Astronomy and Astrophysics . 438 (1): 273–289. arXiv : Astro-ph/0504379 . Bibcode :2005A&A...438..273V. doi :10.1051/0004-6361:20042555. S2CID  16724272.
  23. ^ Groenewegen, MAT; Sloan, GC; Soszyński, I.; Petersen, EA (2009). "Светимости и скорости потери массы звезд SMC и LMC AGB и красных сверхгигантов". Astronomy and Astrophysics . 506 (3): 1277–1296. arXiv : 0908.3087 . Bibcode :2009A&A...506.1277G. doi :10.1051/0004-6361/200912678. S2CID  14560155.
  24. ^ ab Poelarends, AJT; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (2008). "Канал сверхновых звезд Super-AGB". The Astrophysical Journal . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Bibcode :2008ApJ...675..614P. doi :10.1086/520872. S2CID  18334243.
  25. ^ Фрейзер, М.; Маунд, младший; Смартт, С.Дж.; Котак, Р.; Лоуренс, А.; Брюс, А.; Валенти, С.; Юань, Ф.; Бенетти, С.; Чен, Т.-В.; Гал-Ям, А.; Инсерра, К.; Янг, ДР (2013). «О прародителе Type IIP SN 2013ej в M74». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 439 : L56–L60. arXiv : 1309.4268 . Бибкод : 2014MNRAS.439L..56F. дои : 10.1093/mnrasl/slt179 . S2CID  53415703.
  26. ^ ab Heger, A.; Langer, N.; Woosley, SE (2000). «Предсверхновая эволюция вращающихся массивных звезд. I. Численный метод и эволюция внутренней структуры звезды». The Astrophysical Journal . 528 (1): 368–396. arXiv : astro-ph/9904132 . Bibcode : 2000ApJ...528..368H. doi : 10.1086/308158. S2CID  3369610.
  27. ^ Вусли, SE; Хегер, A.; Уивер, TA (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Reviews of Modern Physics . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002RvMP...74.1015W. doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015. S2CID  55932331.
  28. ^ Slesnick, Catherine L.; Hillenbrand, Lynne A.; Massey, Philip (2002). «История звездообразования и функция масс двойного скопления h и χ Персея». The Astrophysical Journal . 576 (2): 880–893. arXiv : astro-ph/0205130 . Bibcode : 2002ApJ...576..880S. doi : 10.1086/341865. S2CID  11463246.
  29. ^ Caron, Genevive; Moffat, Anthony FJ; St-Louis, Nicole; Wade, Gregg A.; Lester, John B. (2003). «Отсутствие голубых сверхгигантов в NGC 7419, богатом красными сверхгигантами галактическом открытом скоплении с быстро вращающимися звездами». The Astronomical Journal . 126 (3): 1415–1422. Bibcode : 2003AJ....126.1415C. doi : 10.1086/377314 .
  30. ^ Негеруэла, И.; Марко, А.; Гонсалес-Фернандес, К.; Хименес-Эстебан, Ф.; Кларк, Дж. С.; Гарсия, М.; Солано, Э. (2012). «Красные сверхгиганты вокруг скрытого рассеянного скопления Стивенсон-2». Астрономия и астрофизика . 547 : А15. arXiv : 1208.3282 . Бибкод : 2012A&A...547A..15N. дои : 10.1051/0004-6361/201219540. S2CID  53662263.
  31. ^ Дэвис, Бен; де ла Фуэнте, Диего; Нахарро, Франциско; Хинтон, Джим А.; Тромбли, Кристин; Файгер, Дональд Ф.; Пуга, Елена (2012). «Недавно обнаруженное молодое массивное звездное скопление на дальнем конце Галактической перемычки». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 419 (3): 1860–1870. arXiv : 1111.2630 . Bibcode : 2012MNRAS.419.1860D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19840.x . S2CID  59405479.
  32. ^ Галактика v23n06 (1965 08).
  33. ^ Levesque, EM; Massey, P.; Olsen, KAG; Plez, B.; Meynet, G.; Maeder, A. (2006). «Эффективные температуры и физические свойства красных сверхгигантов Магелланова Облака: эффекты металличности». The Astrophysical Journal . 645 (2): 1102–1117. arXiv : astro-ph/0603596 . Bibcode :2006ApJ...645.1102L. doi :10.1086/504417. S2CID  5150686.

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки