stringtranslate.com

Яркая синяя переменная

Яркая голубая переменная звезда AG Carinae , полученная космическим телескопом Хаббл

Яркие голубые переменные ( LBV ) — редкие, массивные и эволюционировавшие звезды, которые демонстрируют непредсказуемые и иногда драматические изменения в своих спектрах и яркости. Они также известны как переменные S Doradus в честь S Doradus , одной из самых ярких звезд Большого Магелланова Облака .

Открытие и история

Профиль спектральной линии P Cygni

Звезды LBV P Лебедя и η Киля известны как необычные переменные с XVII века, но их истинная природа была полностью понята только в конце XX века.

В 1922 году Джон Чарльз Дункан опубликовал первые три переменные звезды, когда-либо обнаруженные во внешней галактике, переменные 1, 2 и 3, в галактике Треугольника (M33). За ними последовали еще три в 1926 году Эдвин Хаббл : A, B и C в M33. Затем в 1929 году Хаббл добавил список переменных, обнаруженных в M31 . Из них Var A, Var B, Var C и Var 2 в M33 и Var 19 в M31 были продолжены подробным исследованием Хаббла и Аллана Сэндиджа в 1953 году. Var 1 в M33 была исключена как слишком слабая, а Var 3 уже была классифицирована как переменная цефеида . В то время их просто описывали как неправильные переменные, хотя и примечательные тем, что были самыми яркими звездами в этих галактиках. [1] В оригинальной статье Хаббла Сэндиджа содержится сноска о том, что S Золотой Рыбы может быть звездой того же типа, но высказываются серьезные сомнения, поэтому для подтверждения этой связи потребуется несколько десятилетий.

В более поздних работах эти пять звезд упоминались как переменные Хаббла–Сэндиджа. В 1970-х годах Var 83 в M33 и AE Andromedae , AF Andromedae (=Var 19), Var 15 и Var A-1 в M31 были добавлены в список и описаны несколькими авторами как «светящиеся голубые переменные», хотя в то время это не считалось формальным названием. Было обнаружено, что спектры содержат линии с профилями P Cygni и были сравнены с η Carinae. [2] В 1978 году Роберта М. Хамфрис опубликовала исследование восьми переменных в M31 и M33 (исключая Var A) и назвала их светящимися голубыми переменными, а также установила связь с классом переменных звезд S Doradus. [3] В 1984 году в своем выступлении на симпозиуме МАС Питер Конти формально объединил переменные S Золотой Рыбы, переменные Хаббла–Сэндиджа, η Карины, P Лебедя и другие подобные звезды под термином «яркие голубые переменные» и сократил его до LBV. Он также четко отделил их от других ярких голубых звезд, звезд Вольфа–Райе . [4]

Типы переменных звезд обычно называются по первому члену, который был обнаружен как переменный, например, переменные δ Sct названы в честь звезды δ Sct . Первой яркой голубой переменной, которая была идентифицирована как переменная звезда, была P Cygni, и эти звезды были названы переменными типа P Cygni. Генеральный каталог переменных звезд решил, что существует вероятность путаницы с профилями P Cygni , которые также встречаются у других типов звезд, и выбрал аббревиатуру SDOR для «переменных типа S Doradus». [5] Термин «переменная S Doradus» был использован для описания P Cygni, S Doradus, η Carinae и переменных Хаббла-Сэндиджа как группы в 1974 году. [6]

Физические свойства

Верхняя часть диаграммы HR, показывающая расположение полосы нестабильности S Doradus и расположение вспышек LBV. Основная последовательность — тонкая наклонная линия в левом нижнем углу.

LBV — это массивные нестабильные сверхгиганты (или гипергиганты ), которые демонстрируют множество спектроскопических и фотометрических изменений, наиболее очевидными из которых являются периодические вспышки и случайные гораздо более крупные извержения .

В своем «спокойном» состоянии они, как правило, являются звездами B-типа, иногда немного горячее, с необычными линиями излучения. Они находятся в области диаграммы Герцшпрунга–Рассела , известной как полоса нестабильности S Doradus , где наименее яркие имеют температуру около 10 000 К и светимость примерно в 250 000 раз больше солнечной, тогда как наиболее яркие имеют температуру около 25 000 К и светимость более чем в миллион раз больше солнечной, что делает их одними из самых ярких из всех звезд.

Во время обычной вспышки температура падает примерно до 8500 К для всех звезд, что немного горячее, чем у желтых гипергигантов . Болометрическая светимость обычно остается постоянной, что означает, что визуальная яркость несколько увеличивается на одну или две величины. Было обнаружено несколько примеров, когда светимость, по-видимому, меняется во время вспышки, но свойства этих необычных звезд трудно определить точно. Например, AG Carinae может уменьшаться в светимости примерно на 30% во время вспышек; и было замечено, что AFGL 2298 резко увеличивает свою светимость во время вспышки, хотя неясно, следует ли это классифицировать как скромное гигантское извержение . [7] S Doradus типична для такого поведения, которое было названо циклом сильной активности , и оно рассматривается как ключевой критерий для идентификации светящихся голубых переменных. Наблюдаются две различные периодичности: либо изменения, длящиеся более 20 лет, либо менее 10 лет. В некоторых случаях изменения намного меньше, менее половины величины, с небольшим понижением температуры. Они называются слабоактивными циклами и всегда происходят в масштабах времени менее 10 лет. [8]

Было замечено, что некоторые LBV подвергаются гигантским извержениям с резко возросшей потерей массы и светимостью, настолько сильными, что некоторые из них изначально были каталогизированы как сверхновые. Вспышки означают, что вокруг таких звезд обычно есть туманности ; η Carinae является наиболее изученным и самым ярким из известных примеров, но может быть нетипичным. [9] Обычно предполагается, что все яркие голубые переменные подвергаются одному или нескольким из этих крупных извержений, но они наблюдались только у двух или трех хорошо изученных звезд и, возможно, у нескольких сверхновых-импостеров. Два четких примера в галактике Млечный Путь, P Cygni и η Carinae, и возможный пример в Малом Магеллановом Облаке, HD 5980A, не показали сильных циклических изменений. Все еще возможно, что два типа переменности происходят в разных группах звезд. [10] 3-D моделирование показало, что эти вспышки могут быть вызваны изменениями непрозрачности гелия. [11]

Многие яркие синие переменные также показывают небольшую амплитудную изменчивость с периодами менее года, что, по-видимому, типично для переменных типа Альфа Лебедя , [7] и стохастических (т.е. полностью случайных) изменений. [8]

Яркие голубые переменные по определению более яркие, чем большинство звезд, а также более массивные, но в очень широком диапазоне. Самые яркие имеют светимость более миллиона  L ☉ (Эта Киля достигает 4,6 миллиона) и имеют массу, приближающуюся, возможно, превышающую 100  M ☉ . Наименее яркие имеют светимость около четверти миллиона  L ☉ и массу всего лишь 10  M ☉ , хотя они были бы значительно более массивными как звезды главной последовательности из-за их быстрой потери массы. Их высокие скорости потери массы могут быть связаны со вспышками и очень высокой светимостью и показывают некоторое увеличение гелия и азота. [7]

Эволюция

Туманность Гомункул , образованная Великой вспышкой η Киля

Из-за большой массы и высокой светимости этих звезд их продолжительность жизни очень коротка — всего несколько миллионов лет в общей сложности и намного меньше миллиона лет в фазе LBV. [12] Они быстро развиваются в наблюдаемых временных масштабах; были обнаружены примеры, когда звезды со спектрами Вольфа–Райе (WNL/Ofpe) развивались, чтобы показать вспышки LBV, и несколько сверхновых были прослежены до вероятных прародителей LBV. Недавние теоретические исследования подтверждают последний сценарий, где яркие голубые переменные звезды являются конечной стадией эволюции некоторых массивных звезд перед тем, как они взрываются как сверхновые, по крайней мере для звезд с начальной массой от 20 до 25 солнечных масс . [13] Для более массивных звезд компьютерное моделирование их эволюции показывает, что фаза яркой голубой переменной имеет место во время последних фаз горения водорода в ядре (LBV с высокой температурой поверхности), фазы горения водородной оболочки (LBV с более низкой температурой поверхности) и самой ранней части фазы горения гелия в ядре (LBV снова с высокой температурой поверхности) перед переходом в фазу Вольфа-Райе [14] , таким образом, являясь аналогом фаз красного гиганта и красного сверхгиганта менее массивных звезд.

По-видимому, существует две группы LBV, одна со светимостью более 630 000 раз больше Солнца, а другая со светимостью менее 400 000 раз больше Солнца, хотя это оспаривается в более поздних исследованиях. [15] Были построены модели, показывающие, что группа с более низкой светимостью — это пост-красные сверхгиганты с начальной массой в 30–60 раз больше Солнца, тогда как группа с более высокой светимостью — это звезды населения II с начальной массой в 60–90 раз больше Солнца, которые никогда не развиваются в красные сверхгиганты , хотя они могут стать желтыми гипергигантами . [16] Некоторые модели предполагают, что LBV — это стадия эволюции очень массивных звезд, необходимая для того, чтобы они сбросили избыточную массу, [17] тогда как другие требуют, чтобы большая часть массы была потеряна на более ранней стадии холодного сверхгиганта. [16] Обычные вспышки и звездные ветры в состоянии покоя недостаточны для требуемой потери массы, но LBV иногда производят аномально большие вспышки , которые можно ошибочно принять за слабую сверхновую, и они могут сбросить необходимую массу. Все последние модели согласны с тем, что стадия LBV происходит после стадии главной последовательности и до стадии Вольфа-Райе с обеднением водородом, и что по сути все звезды LBV в конечном итоге взорвутся как сверхновые. LBV, по-видимому, могут взорваться непосредственно как сверхновые, но, вероятно, это делает лишь небольшая часть. Если звезда не теряет достаточно массы до конца стадии LBV, она может подвергнуться особенно мощной сверхновой, созданной парной нестабильностью . Последние модели звездной эволюции предполагают, что некоторые одиночные звезды с начальной массой примерно в 20 раз больше массы Солнца взорвутся как сверхновые типа II-P, типа IIb или типа Ib [13] , тогда как двойные звезды претерпевают гораздо более сложную эволюцию посредством срыва оболочки, что приводит к менее предсказуемым результатам. [18]

Вспышки, подобные сверхновым

Звезды, похожие на η Carinae в соседних галактиках

Яркие голубые переменные звезды могут испытывать «гигантские вспышки» с резко возросшей потерей массы и светимостью. η Carinae является прототипичным примером, [19] с P Cygni, показывающей одну или несколько подобных вспышек 300–400 лет назад, [20] но сейчас десятки были каталогизированы во внешних галактиках. Многие из них изначально были классифицированы как сверхновые, но пересмотрены из-за необычных особенностей. [21] Природа вспышек и звезд-прародителей, по-видимому, сильно варьируется, [22] причем вспышки, скорее всего, имеют несколько разных причин. Исторические вспышки η Carinae и P Cygni, а также несколько недавно наблюдавшихся во внешних галактиках, длились годы или десятилетия, тогда как некоторые из событий самозванцев сверхновых снизились до нормальной яркости в течение месяцев. Хорошо изученными примерами являются:

Ранние модели звездной эволюции предсказывали, что хотя звезды большой массы, которые производят LBV, часто или всегда заканчивают свою жизнь как сверхновые, взрыв сверхновой не происходит на стадии LBV. Подсказанные тем, что прародитель SN 1987A был голубым сверхгигантом и, скорее всего, LBV, несколько последующих сверхновых были связаны с прародителями LBV. Было показано, что прародитель SN 2005gl был LBV, по-видимому, вспыхнувшим всего несколькими годами ранее. [23] Прародители нескольких других сверхновых типа IIn были обнаружены и, вероятно, были LBV: [24]

Моделирование предполагает, что при металличности, близкой к солнечной, звезды с начальной массой около 20–25  M ☉ взорвутся как сверхновые, находясь на стадии LBV своей жизни. Они будут пост-красными сверхгигантами со светимостью в несколько сотен тысяч раз больше, чем у Солнца. Ожидается, что сверхновая будет типа II, скорее всего, типа IIb, хотя, возможно, типа IIn из-за эпизодов усиленной потери массы, которые происходят как LBV и на стадии желтого гипергиганта . [25]

Список LBV

Идентификация LBV требует подтверждения характерных спектральных и фотометрических изменений, но эти звезды могут быть «спокойными» в течение десятилетий или столетий, в течение которых они неотличимы от многих других горячих светящихся звезд. Кандидат на светящуюся синюю переменную (cLBV) может быть идентифицирован относительно быстро на основе ее спектра или светимости, и десятки были каталогизированы в Млечном Пути во время недавних обзоров. [26]

Недавние исследования плотных скоплений и масс-спектрографический анализ ярких звезд выявили десятки вероятных LBV в Млечном Пути из вероятной общей популяции всего в несколько сотен, хотя немногие наблюдались достаточно подробно, чтобы подтвердить характерные типы изменчивости. Кроме того, было выявлено большинство LBV в Магеллановых Облаках, несколько десятков в M31 и M33, плюс несколько в других галактиках местной группы. [27]

η Carinae , яркая голубая переменная, наблюдаемая с помощью рентгеновской обсерватории Чандра.
HD 168607 — правая звезда пары под туманностью Омега . Другая — гипергигант HD 168625 .
Подборка LBV и предполагаемых LBV с туманностью, наблюдавшихся с помощью космического телескопа Spitzer .

Млечный Путь

Подозреваемые:

Еще несколько LBV были обнаружены вблизи или в Галактическом центре :

Большое Магелланово Облако

Малое Магелланово Облако

Галактика Андромеды

Галактика Треугольника

NGC 2403 :

НГК 1156

NGC2366(NGC2363)

NGC4449

NGC4559

NGC4736(Мессье 94)

ПХЛ 293Б

Галактика солнечной вспышки

Другой

Ряд cLBV в Млечном Пути (и в случае Сандулика -69° 202 в БМО) хорошо известны из-за их чрезвычайной светимости или необычных характеристик, в том числе:

Другие известные звезды были LBV сравнительно недавно, являются LBV в стабильной фазе или в настоящее время не классифицируются как LBV, но могут переходить в LBV: [ необходима ссылка ]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Хаббл, Эдвин; Сэндидж, Аллан (1953). "Самые яркие переменные звезды во внегалактических туманностях. I. M31 и M33". Astrophysical Journal . 118 : 353. Bibcode : 1953ApJ...118..353H. doi : 10.1086/145764.
  2. ^ Бьянкини, А.; Розино, Л. (1975). «Спектр яркой переменной A-1 в M31». Астрономия и астрофизика . 42 : 289. Bibcode : 1975A&A....42..289B.
  3. ^ Хамфрис, Р. М. (1978). "Яркие переменные звезды в M31 и M33". The Astrophysical Journal . 219 : 445. Bibcode : 1978ApJ...219..445H. doi : 10.1086/155797 .
  4. ^ Conti, PS (1984). "Basic Observational Constraints on the Evolution of Massive Stars". Observational Tests of the Stellar Evolution Theory . Vol. 105. pp. 233–254. Bibcode :1984IAUS..105..233C. doi :10.1007/978-94-010-9570-9_47 (неактивен 2024-07-18). ISBN 978-90-277-1775-7.{{cite book}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на июль 2024 г. ( ссылка )
  5. ^ Шаров, АС (1975). "Переменные типа S Dor в других галактиках". Переменные звезды и звездная эволюция . Т. 67. С. 275–284. Bibcode :1975IAUS...67..275S. doi :10.1007/978-94-010-9934-9_38 (неактивен 2024-07-18). ISBN 978-90-277-0579-2.{{cite book}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на июль 2024 г. ( ссылка )
  6. ^ Теккерей, А. Д. (1974). «Вариации S Dor и HDE 269006». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 168 : 221–233. Bibcode : 1974MNRAS.168..221T. doi : 10.1093/mnras/168.1.221 .
  7. ^ abc Винк, Йорик С. (2012). «Эта Карины и яркие голубые переменные». Эта Карины и самозванцы сверхновые . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 384. С. 221–247. arXiv : 0905.3338 . Bibcode :2012ASSL..384..221V. CiteSeerX 10.1.1.250.4184 . doi :10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN  978-1-4614-2274-7. S2CID  17983157.
  8. ^ ab Sterken, C. (2003). "Циклы и цикличности в светящихся синих переменных: явление S Dor". Взаимодействие периодических . 292 : 437. Bibcode : 2003ASPC..292..437S.
  9. ^ Гузик, Джойс А.; Лавкин, Кэтрин К. (2014). «Пульсации и гидродинамика ярких голубых переменных звезд». arXiv : 1402.0257v1 [SR astro-ph. SR].
  10. ^ van Genderen, AM (2001). "Переменные звезды типа S Doradus в Галактике и Магеллановых облаках". Astronomy and Astrophysics . 366 (2): 508–531. Bibcode :2001A&A...366..508V. doi : 10.1051/0004-6361:20000022 . ISSN  0004-6361.
  11. ^ Цзян, Янь-Фэй; Кантиелло, Маттео; Билдстен, Ларс; Кватерт, Элиот; Блейс, Омер; Стоун, Джеймс (сентябрь 2018 г.). «Вспышки яркости голубых переменных звезд из-за изменений непрозрачности гелия». Nature . 561 (7724): 498–501. arXiv : 1809.10187 . Bibcode :2018Natur.561..498J. doi :10.1038/s41586-018-0525-0. ISSN  0028-0836. PMID  30258134. S2CID  205570660.
  12. ^ Гро, Хосе; Мейне, Жорж; Экстром, Сильвия; Георгий, Сирил (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры I. Невращающаяся звезда 60 Msun от нулевой главной последовательности до стадии, предшествующей сверхновой». Астрономия и астрофизика . 564 : A30. arXiv : 1401.7322 . Bibcode : 2014A&A...564A..30G. doi : 10.1051/0004-6361/201322573. S2CID  118870118.
  13. ^ ab Groh, JH; Meynet, G.; Ekström, S. (2013). "Эволюция массивных звезд: яркие голубые переменные как неожиданные предшественники сверхновых". Astronomy & Astrophysics . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Bibcode :2013A&A...550L...7G. doi :10.1051/0004-6361/201220741. S2CID  119227339.
  14. ^ Гро, Хосе; Мейне, Жорж; Экстром, Сильвия; Георгий, Сирил (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры I. Невращающаяся звезда 60 Msun от нулевой главной последовательности до стадии, предшествующей сверхновой». Астрономия и астрофизика . 564 : A30. arXiv : 1401.7322 . Bibcode : 2014A&A...564A..30G. doi : 10.1051/0004-6361/201322573. S2CID  118870118.
  15. ^ 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.
  16. ^ ab Stothers, Richard B.; Chin, Chao-Wen (1996). "Эволюция массивных звезд в яркие голубые переменные и звезды Вольфа-Райе для диапазона металличности: теория против наблюдений". The Astrophysical Journal . 468 : 842. Bibcode :1996ApJ...468..842S. doi : 10.1086/177740 .
  17. ^ Смит, Натан; Овоцки, Стэнли П. (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд и звезд населения III». The Astrophysical Journal . 645 (1): L45. arXiv : astro-ph/0606174 . Bibcode :2006ApJ...645L..45S. doi :10.1086/506523. S2CID  15424181.
  18. ^ Сана, Х.; Де Минк, SE ; Де Котер, А.; Лангер, Н.; Эванс, CJ; Гилес, М.; Госсет, Э.; Иззард, Р.Г.; Ле Букен, Ж.-Б.; Шнайдер, ФРН (2012). «Двойное взаимодействие доминирует в эволюции массивных звезд». Наука . 337 (6093): 444–6. arXiv : 1207.6397 . Бибкод : 2012Sci...337..444S. дои : 10.1126/science.1223344. PMID  22837522. S2CID  53596517.
  19. ^ Смит, Н.; Фрю, ДЖ. (2011). «Пересмотренная историческая кривая блеска Эты Киля и время близких сближений периастра». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 415 (3): 2009–2019. arXiv : 1010.3719 . Bibcode : 2011MNRAS.415.2009S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18993.x . S2CID  118614725.
  20. ^ Хамфрис, Р. М.; Дэвидсон, К.; Смит, Н. (1999). «Второе извержение Эта Карина и кривые блеска переменных эта Карина». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 111 (763): 1124–1131. Bibcode : 1999PASP..111.1124H. doi : 10.1086/316420 .
  21. ^ Смит, Натан; Ли, Вейдонг; Сильверман, Джеффри М.; Ганешалингам, Мохан; Филиппенко, Алексей В. (2011). «Извержения светящихся голубых переменных и связанные с ними транзиенты: разнообразие предшественников и свойства вспышек». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 415 (1): 773. arXiv : 1010.3718 . Bibcode : 2011MNRAS.415..773S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18763.x . S2CID  85440811.
  22. ^ Кочанек, CS; Щигел, ДМ; Станек, Казахстан (2012). «Разоблачение самозванцев сверхновых». Астрофизический журнал . 758 (2): 142. arXiv : 1202.0281 . Бибкод : 2012ApJ...758..142K. дои : 10.1088/0004-637X/758/2/142. S2CID  118623783.
  23. ^ Гал-Ям, А.; Леонард, Д.К. (2009). «Массивная звезда-гипергигант как прародитель сверхновой SN 2005gl». Nature . 458 (7240): 865–7. Bibcode :2009Natur.458..865G. doi :10.1038/nature07934. PMID  19305392. S2CID  4392537.
  24. ^ Тарталья, Л.; Пасторелло, А.; Салливан, М.; Балтай, Ц.; Рабиновиц, Д.; Ньюджент, П.; Дрейк, Эй Джей; Джорджовский, С.Г.; Гал-Ям, А.; Фабрика, С.; Барсукова Е.А.; Горанский, ВП; Валеев А.Ф.; Фатхуллин Т.; Шульце, С.; Менер, А.; Бауэр, FE; Таубенбергер, С.; Нордин, Дж.; Валенти, С.; Хауэлл, округ Колумбия; Бенетти, С.; Каппелларо, Э.; Фазано, Дж.; Элиас-Роза, Н.; Барбьери, М.; Беттони, Д.; Арутюнян А.; Кангас, Т.; и др. (2016). «Взаимодействующие сверхновые и самозванцы сверхновые. LSQ13zm: Вспышка возвещает о смерти массивной звезды». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 459 (1): 1039. arXiv : 1604.00013 . Bibcode :2016MNRAS.459.1039T. doi : 10.1093/ mnras/stw675 . S2CID  22996021.
  25. ^ Грох, Дж. Х.; Мейнет, Г.; Экстрём, С. (2013). «Эволюция массивных звезд: яркие голубые переменные как неожиданные предшественники сверхновых». Астрономия и астрофизика . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Bibcode : 2013A&A...550L...7G. doi : 10.1051/0004-6361/201220741. S2CID  119227339.
  26. ^ Nazé, Y.; Rauw, G.; Hutsemékers, D. (2012). "Первый рентгеновский обзор галактических светящихся голубых переменных". Astronomy & Astrophysics . 538 : A47. arXiv : 1111.6375 . Bibcode :2012A&A...538A..47N. doi :10.1051/0004-6361/201118040. S2CID  43688343.
  27. ^ Ричардсон, Ноэль Д.; Менер, Андреа (2018). «Перепись ярких голубых переменных звезд в местной группе 2018 года». Научные заметки Американского астрономического общества . 2 (3): 121. arXiv : 1807.04262 . Bibcode : 2018RNAAS...2..121R. doi : 10.3847/2515-5172/aad1f3 . S2CID  119509358.
  28. ^ Мирошниченко, А.С.; Мэнсет, Н.; Жариков С.В.; Жарго, Дж.; Хуарес Хименес, Х.А.; Гро, Дж. Х.; Левато, Х.; Гроссо, М.; Руди, Р.Дж.; Лааг, Э.А.; Кроуфорд, КБ; Пуэттер, Р.К.; Райхарт, Делавэр; Иварсен, К.М.; Хейслип, Дж. Б.; Найсевандер, MC; Лаклюз, AP (2014). «Подтверждение статуса светящейся синей переменной MWC 930». Достижения астрономии . 2014 : 1–9. arXiv : 1404.1121 . Бибкод : 2014AdAst2014E...7M. дои : 10.1155/2014/130378 . S2CID  39425211.
  29. ^ Гварамадзе, В.В.; Князев, А.Ю.; Бердников, Л.Н.; Лангер, Н.; Гребель, ЕК; Бестенленер, Дж.М. (2014). «Открытие новой галактической добросовестной светящейся голубой переменной с помощью Spitzer★». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 445 : L84–L88. arXiv : 1408.6232 . Bibcode : 2014MNRAS.445L..84G. doi : 10.1093/mnrasl/slu141 . S2CID  41026239.
  30. ^ Гварамадзе, В.В.; Князев А.Ю.; Мирошниченко А.С.; Бердников Л.Н.; Лангер, Н.; Стрингфеллоу, Г.С.; Тодт, Х.; Хаманн, В.-Р.; Гребель, Э.К.; Бакли, Д.; Крауз, Л.; Кроуфорд, С.; Гулбис, А.; Хеттлаге, К.; Хупер, Э.; Хуссер, Т.-О.; Котце, П.; Лоаринг, Н.; Нордсик, КХ; О'Донохью, Д.; Пикеринг, Т.; Поттер, С.; Ромеро Кольменеро, Э.; Вайсанен, П.; Уильямс, Т.; Вольф, М.; Райхарт, Делавэр; Иварсен, К.М.; Хейслип, Дж. Б.; Найсевандер, MC; ЛаКлюиз, AP (2012). «Открытие двух новых кандидатов в галактические светящиеся синие переменные с помощью широкоугольного инфракрасного обзорного зонда★» (PDF) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 421 (4): 3325–3337. arXiv : 1201.2854 . Bibcode :2012MNRAS.421.3325G . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20556.x . ISSN  0035-8711. S2CID  7905464.
  31. ^ Князев, А.Ю.; Гварамадзе, В.В.; Бердников, Л.Н. (2015). «WS1: Еще одна новая галактическая добросовестная светящаяся голубая переменная★». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 449 : L60–L64. arXiv : 1502.07361 . Bibcode : 2015MNRAS.449L..60K. doi : 10.1093/mnrasl/slv023 . S2CID  119198192.
  32. ^ Гварамадзе, В.В.; Князев, А.Ю.; Бердников, Л.Н. (2015). «Открытие новой настоящей светящейся голубой переменной в Норме». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 454 (4): 3710. arXiv : 1509.08931 . Bibcode : 2015MNRAS.454.3710G. doi : 10.1093/mnras/stv2278 . S2CID  119233401.
  33. ^ Князев, А.Ю.; Гварамадзе, В.В.; Бердников, Л.Н. (2016). "MN48: новая галактическая добросовестная светящаяся голубая переменная, открытая Spitzer и SALT★". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 459 (3): stw889. arXiv : 1604.03942 . Bibcode :2016MNRAS.459.3068K. doi : 10.1093/mnras/stw889 . S2CID  118616519.
  34. ^ "HD 269700" . СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 16 июля 2017 г.
  35. ^ Уолборн, Нолан Р.; Гамен, Роберто К.; Моррелл, Нидия И.; Барба, Родольфо Х.; Фернандес Лахус, Эдуардо; Анджелони, Родольфо (2017). «Активные светящиеся синие переменные в Большом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал . 154 (1): 15. Бибкод : 2017AJ....154...15W. дои : 10.3847/1538-3881/aa6195 .
  36. ^ abcdefgh Хамфрис, Роберта М.; Вайс, Керстин; Дэвидсон, Крис; Боманс, DJ; Бургграф, Биргитта (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.
  37. ^ ab Шолухова, О.; Бизяев, Д.; Фабрика, С.; Саркисян, А.; Маланушенко, В.; Валеев, А. (2015). "Новые светящиеся голубые переменные в галактике Андромеды". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (3): 2459. arXiv : 1412.5319 . Bibcode :2015MNRAS.447.2459S. doi : 10.1093/mnras/stu2597 . S2CID  118374186.
  38. ^ Хуан, Y.; Чжан, H.-W.; Ван, C.; Чэнь, B.-Q.; Чжан, Y.-W.; Го, J.-C.; Юань, H.-B.; Сян, M.-S.; Тянь, Z.-J.; Ли, G.-X.; Лю, X.-W. (2019). "Новая яркая голубая переменная на окраинах галактики Андромеда". The Astrophysical Journal . 884 (1): L7. arXiv : 1909.04832 . Bibcode :2019ApJ...884L...7H. doi : 10.3847/2041-8213/ab430b . S2CID  202558925.
  39. ^ Марьева, Ольга (2014). «Полувековая история исследований звезды Романо». Baltic Astronomy . 23 (3–4): 248–254. arXiv : 1411.2662 . Bibcode :2014BaltA..23..248M. doi :10.1515/astro-2017-0187. S2CID  118947657.
  40. ^ Polcaro, VF; Maryeva, O.; Nesci, R.; Calabresi, M.; Chieffi, A.; Galleti, S.; Gualandi, R.; Haver, R.; Mills, OF; Osborn, WH; Pasquali, A.; Rossi, C.; Vasilyeva, T.; Viotti, RF (2016). "GR 290 (Romano's Star): 2. История света и эволюционное состояние". The Astronomical Journal . 151 (6): 149. arXiv : 1603.07284 . Bibcode :2016AJ....151..149P. doi : 10.3847/0004-6256/151/6/149 . S2CID  118409541.
  41. ^ abc Humphreys, Roberta M.; Stangl, Sarah; Gordon, Michael S.; Davidson, Kris; Grammer, Skyler H. (2018). «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 . S2CID  119379139.
  42. ^ аб Соловьева, Ю.; Винокуров А.; Тихонов Н.; Костенков А.; Атапин, К.; Саркисян А.; Моисеев А.; Фабрика, С.; Опарин Д.; Валеев, А. (2023). «Поиск LBVS в галактиках Местного объема: исследование двух звезд в NGC 1156». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 518 (3): 4345–4356. arXiv : 2208.05858 . Бибкод : 2023MNRAS.518.4345S. дои : 10.1093/mnras/stac3408 .
  43. ^ аб Соловьева Ю.; Винокуров А.; Саркисян А.; Костенков А.; Атапин, К.; Фабрика, С.; Опарин Д.; Валеев А.; Бизяев Д.; Недяльков П.; Спиридонова, О. (2021). «Поиск LBVS в галактиках Местного объема: исследование четырех звезд в NGC 4449». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 507 (3): 4352–4366. arXiv : 2208.05892 . Бибкод : 2021MNRAS.507.4352S. дои : 10.1093/mnras/stab2036 .
  44. ↑ Бишоп, Дэвид (6 июля 2021 г.). «LBV 2016blu в NGC 4559». rochesterastronomy.org . Получено 9 августа 2021 г. .
  45. ^ Aghakhanloo, Mojgan; Smith, Nathan; Milne, Peter; Andrews, Jennifer E.; Van Dyk, Schuyler D.; Filippenko, Alexei V.; Jencson, Jacob E.; Lau, Ryan M.; Sand, David J.; Wyatt, Samuel; Zheng, WeiKang (2022). "Повторяющиеся вспышки сверхновой-самозванца AT 2016blu в NGC 4559". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 526 (1): 456. arXiv : 2212.09708 . Bibcode : 2023MNRAS.526..456A. ​​doi : 10.1093/mnras/stad2702 .
  46. ^ Соловьева, Ю.; Винокуров А.; Фабрика, С.; Костенков А.; Шолухова О.; Саркисян А.; Валеев А.; Атапин, К.; Спиридонова О.; Москвитин А.; Николаева Е. (2019). «Новые кандидаты на светящиеся синие переменные в NGC 4736». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 484 : L24–L28. arXiv : 1901.05277 . дои : 10.1093/mnrasl/sly241 .
  47. ^ Берк, Колин Дж. и др. (май 2020 г.). «Любопытный случай PHL 293B: долгоживущий транзиент в бедной металлами голубой компактной карликовой галактике». The Astrophysical Journal Letters . 894 (1): L5. arXiv : 2002.12369 . Bibcode : 2020ApJ...894L...5B. doi : 10.3847/2041-8213/ab88de . S2CID  211572824.

Внешние ссылки