stringtranslate.com

Светящаяся синяя переменная

Светящаяся голубая переменная AG Carinae , снимок космического телескопа Хаббл.

Светящиеся синие переменные ( LBV ) — это массивные эволюционировавшие звезды, которые демонстрируют непредсказуемые, а иногда и резкие изменения в своем спектре и яркости. Они также известны как переменные S Doradus в честь S Doradus , одной из ярчайших звезд Большого Магелланова Облака . Они считаются редкими.

Открытие и история

P Лебедя профиль спектральной линии

Звезды LBV P Лебедя и η Киля были известны как необычные переменные с 17 века, но их истинная природа не была полностью понята до конца 20 века.

В 1922 году Джон Чарльз Дункан опубликовал первые три переменных звезды, когда-либо обнаруженные во внешней галактике, переменные 1, 2 и 3, в Галактике Треугольника (M33). За ними последовал Эдвин Хаббл в 1926 году, создав еще три: A, B и C в M33. Затем в 1929 году Хаббл добавил список переменных, обнаруженных в M31 . Из них Вар А, Вар Б, Вар С и Вар 2 в М33 и Вар 19 в М31 были детально изучены Хабблом и Алланом Сэндеджем в 1953 году. Вар 1 в М33 был исключен как слишком слабый, а Вар 3 уже была классифицирована как переменная цефеид . В то время их просто описывали как нерегулярные переменные, хотя они были примечательны тем, что были самыми яркими звездами в этих галактиках. [1] В оригинальной статье Хаббла Сэндиджа есть сноска о том, что S Doradus может быть звездой того же типа, но в ней выражены серьезные оговорки, поэтому для подтверждения связи придется подождать несколько десятилетий.

В более поздних статьях эти пять звезд назывались переменными Хаббла – Сэндиджа. В 1970-х годах Var 83 в M33 и AE Andromeda , AF Andromeda (=Var 19), Var 15 и Var A-1 в M31 были добавлены в список и описаны несколькими авторами как «светящиеся синие переменные», хотя это было в то время не считалось официальным названием. Было обнаружено, что в спектрах присутствуют линии с профилями P Лебедя , и их сравнивали 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 синими переменными, а также установила связь с классом переменных звезд S Doradus. [3] В 1984 году в презентации на симпозиуме МАС Питер Конти формально сгруппировал переменные S Дорада, переменные Хаббла–Сэндиджа, η Киля, P Лебедя и другие подобные звезды вместе под термином «светящиеся синие переменные» и сократил его до ЛБВ. Он также четко отделил их от других светящихся голубых звезд, звезд Вольфа-Райе. [4]

Типы переменных звезд обычно называются в честь первого члена, который оказался переменным, например переменные δ Sct, названные в честь звезды δ Sct . Первой светящейся синей переменной, которая была идентифицирована как переменная звезда, была P Лебедя, и эти звезды были названы переменными типа P Лебедя. Генеральный каталог переменных звезд решил, что существует возможность путаницы с профилями P Лебедя , которые также встречаются в других типах звезд, и выбрал аббревиатуру SDOR для «переменных типа S Doradus». [5] Термин «переменная S Doradus» использовался для описания P Cygni, S Doradus, η Carinae и переменных Хаббла-Сэндиджа как группы в 1974 году. [6]

Физические свойства

Верхняя часть диаграммы HR показывает расположение полосы нестабильности S Doradus и расположение вспышек LBV. Основная последовательность — это тонкая наклонная линия слева внизу.

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

В «спокойном» состоянии это обычно звезды B-типа, иногда немного более горячие, с необычными эмиссионными линиями. Они находятся в области диаграммы Герцшпрунга-Рассела , известной как полоса нестабильности S Дорадус , где наименее светящиеся имеют температуру около 10 000 К и светимость примерно в 250 000 раз выше солнечной, тогда как самые яркие имеют температуру около 25 000 К. K и светимость, более чем в миллион раз превышающая солнечную, что делает их одними из самых ярких из всех звезд.

Во время обычной вспышки температура всех звезд снижается примерно до 8500 К, что немного выше, чем у желтых гипергигантов . Болометрическая светимость обычно остается постоянной, а это означает, что визуальная яркость несколько увеличивается на одну-две величины. Было обнаружено несколько примеров, когда светимость меняется во время вспышки, но свойства этих необычных звезд трудно точно определить. Например, AG Carinae может уменьшать светимость примерно на 30% во время вспышек; Было замечено, что AFGL 2298 резко увеличивает свою светимость во время вспышки, хотя неясно, следует ли классифицировать это как умеренное гигантское извержение . [7] С. Дорадус является типичным примером такого поведения, которое было названо циклом сильной активности , и оно считается ключевым критерием для идентификации светящихся синих переменных. Видны две отчетливые периодичности: либо изменения продолжительностью более 20 лет, либо менее 10 лет. В некоторых случаях колебания гораздо меньше, менее половины величины, при лишь небольшом снижении температуры. Такие циклы называются слабоактивными и всегда происходят во временных масштабах менее 10 лет. [8]

Было замечено, что некоторые LBV претерпевают гигантские извержения с резко возросшей потерей массы и светимости, настолько сильными, что некоторые из них первоначально были занесены в каталог как сверхновые. Вспышки означают, что вокруг таких звезд обычно есть туманности ; η Киля — наиболее изученный и самый яркий из известных примеров, но, возможно, не типичный. [9] Обычно предполагается, что все светящиеся 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 самозванцев сверхновых. Два ярких примера в галактике Млечный Путь, P Лебедя и η Киля, и возможный пример в Малом Магеллановом Облаке, HD 5980A, не показали сильных циклических изменений. Все еще возможно, что оба типа переменности встречаются в разных группах звезд. [10] Трехмерное моделирование показало, что эти вспышки могут быть вызваны изменениями непрозрачности гелия. [11]

Многие светящиеся синие переменные также демонстрируют небольшую изменчивость амплитуды с периодами менее года, что кажется типичным для переменных Альфа Лебедя [ 7] и стохастических (т.е. полностью случайных) изменений. [8]

Светящиеся синие переменные по определению более яркие, чем большинство звезд, а также более массивные, но в очень широком диапазоне. Самые светящиеся имеют массу более миллиона  L ☉ (Эта Киля достигает 4,6 миллиона) и имеют массы, приближающиеся, а возможно и превышающие 100  M ☉ . Наименее яркие имеют светимость около четверти миллиона  L ☉ и массу всего 10  M ☉ , хотя они были бы значительно более массивными, чем звезды главной последовательности, из-за быстрой потери массы. Их высокие темпы потери массы могут быть связаны со вспышками и очень высокой светимостью, а также с некоторым усилением содержания гелия и азота. [7]

Эволюция

Туманность Гомункул , образовавшаяся в результате Великой вспышки η Киля.

Из-за большой массы и высокой светимости этих звезд их жизнь очень коротка — всего несколько миллионов лет в целом и гораздо 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, демонстрируя вспышки LBV, а несколько сверхновых были прослежены до вероятных прародителей LBV. Недавние теоретические исследования подтверждают последний сценарий, согласно которому светящиеся голубые переменные звезды являются последней стадией эволюции некоторых массивных звезд перед тем, как они взорвутся 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 предполагает, что светящаяся синяя переменная фаза 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 самая ранняя часть фазы горения гелия в ядре (LBV снова с высокой температурой поверхности) перед переходом в фазу Вольфа-Райе [14] , таким образом, являясь аналогом фаз красных гигантов и красных сверхгигантов менее массивных звезд.

Судя по всему, существует две группы LBV: одна со светимостью в 630 000 раз больше солнечной, а другая со светимостью в 400 000 раз больше солнечной, хотя в более поздних исследованиях это оспаривается. [15] Были построены модели, показывающие, что группа с меньшей светимостью представляет собой посткрасные сверхгиганты с начальной массой, в 30–60 раз превышающей солнечную, тогда как группа с более высокой светимостью представляет собой звезды II популяции с начальной массой, в 60–90 раз превышающей солнечную. Солнца, которые никогда не разовьются в красные сверхгиганты , хотя 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 холодных сверхгигантов. [16] Обычных вспышек и звездных ветров в спокойном состоянии недостаточно для необходимой потери массы, но LBV иногда производят аномально большие вспышки , которые можно принять за слабую сверхновую, и они могут потерять необходимую массу. Все последние модели согласны с тем, что стадия LBV возникает после стадии главной последовательности и перед обедненной водородом стадией Вольфа – Райе, и что практически все звезды LBV в конечном итоге взорвутся как сверхновые. LBV, по-видимому, могут взорваться непосредственно как сверхновая, но, вероятно, это делает лишь небольшая часть. Если звезда не потеряет достаточно массы до окончания стадии LBV, она может подвергнуться особо мощной сверхновой, вызванной парной нестабильностью . Последние модели звездной эволюции предполагают, что некоторые одиночные звезды с начальной массой примерно в 20 раз превышающей солнечную, взорвутся как LBV в виде сверхновых типа II-P, типа IIb или типа Ib [13] , тогда как двойные звезды претерпевают гораздо более серьезные последствия. сложная эволюция посредством снятия оболочки, приводящая к менее предсказуемым результатам. [18]

Вспышки, подобные сверхновым

Звезды, похожие на η Киля, в близлежащих галактиках

Светящиеся голубые переменные звезды могут подвергаться «гигантским вспышкам» с резко возрастающей потерей массы и светимости. Прототипическим примером является η Киля, [19] с P Лебедя, показавшим одну или несколько подобных вспышек 300–400 лет назад, [20] , но в настоящее время во внешних галактиках каталогизированы десятки таких вспышек. Многие из них первоначально были классифицированы как сверхновые, но были повторно исследованы из-за необычных особенностей. [21] Природа вспышек и звезд-прародителей, по-видимому, сильно различается, [22] причем вспышки, скорее всего, имеют несколько разных причин. Исторические вспышки η Киля и P Лебедя, а также некоторые из них, наблюдаемые совсем недавно во внешних галактиках, длились годы или десятилетия, тогда как некоторые из событий- самозванцев сверхновых снизились до нормальной яркости в течение нескольких месяцев. Хорошо изученными примерами являются:

Ранние модели звездной эволюции предсказывали, что, хотя звезды большой массы, производящие LBV, часто или всегда заканчивают свою жизнь как сверхновые, взрыв сверхновой не произойдет на стадии LBV. Поскольку прародитель SN 1987A был голубым сверхгигантом и, скорее всего, LBV, несколько последующих сверхновых были связаны с прародителями LBV. Было показано, что прародителем SN 2005gl является LBV, по-видимому, произошедший вспышкой всего несколько лет назад. [23] Были обнаружены прародители нескольких других сверхновых типа IIn, которые, 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. Это будут посткрасные сверхгиганты со светимостью в несколько сотен тысяч раз большей, чем у Солнца. Ожидается, что сверхновая будет относиться к типу II, скорее всего, к типу IIb, хотя, возможно, к типу IIn из-за эпизодов усиленной потери массы, которые происходят в виде LBV и на стадии желтого гипергиганта . [25]

Список LBV

Идентификация LBV требует подтверждения характерных спектральных и фотометрических изменений, но эти звезды могут находиться в состоянии покоя в течение десятилетий или столетий, и в это время они неотличимы от многих других горячих светящихся звезд. Кандидатная светящаяся синяя переменная (cLBV) может быть идентифицирована относительно быстро на основе ее спектра или светимости, и в ходе недавних исследований в Млечном Пути были внесены десятки таких звезд. [26]

Недавние исследования плотных скоплений и масс-спектрографический анализ светящихся звезд выявили десятки возможных LBV в Млечном Пути из вероятной общей численности всего в несколько сотен, хотя лишь немногие из них наблюдались достаточно подробно, чтобы подтвердить характерные типы переменности. Кроме того, было идентифицировано большинство LBV в Магеллановых облаках: несколько десятков в M31 и M33, а также несколько в других галактиках местной группы. [27]

η Киля , светящаяся синяя переменная, вид с рентгеновской обсерватории Чандра.
HD 168607 — правая звезда пары под туманностью Омега . Другой — гипергигант HD 168625 .
Подборка LBV и предполагаемых LBV с туманностью, наблюдаемых с помощью космического телескопа Спитцер .

Млечный Путь

Подозреваемый:

Еще несколько LBV были обнаружены вблизи Галактического центра или в нем :

Большое Магелланово Облако

Маленькое Магелланово Облако

Галактика Андромеды

Треугольная галактика

НГК 2403 :

НГК 1156

НГК 2366 ( НГК 2363 )

НГК 4449

NGC 4736 ( Мессье 94 )

ПХЛ 293Б

Солнечная галактика

Другой

Ряд cLBV в Млечном Пути (а в случае Sanduleak -69°202 в БМО) хорошо известны благодаря своей чрезвычайной светимости или необычным характеристикам, в том числе:

Другие известные звезды были LBV относительно недавно, находятся ли LBV в стабильной фазе или в настоящее время не классифицируются как LBV, но могут переходить в LBV: [ нужна ссылка ]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Хаббл, Эдвин; Сэндидж, Аллан (1953). «Самые яркие переменные звезды во внегалактических туманностях. I. M31 и M33». Астрофизический журнал . 118 : 353. Бибкод : 1953ApJ...118..353H. дои : 10.1086/145764.
  2. ^ Бьянкини, А.; Розино, Л. (1975). «Спектр яркой переменной А-1 в M31». Астрономия и астрофизика . 42 : 289. Бибкод : 1975A&A....42..289B.
  3. ^ Хамфрис, RM (1978). «Светящиеся переменные звезды в M31 и M33». Астрофизический журнал . 219 : 445. Бибкод : 1978ApJ...219..445H. дои : 10.1086/155797 .
  4. ^ Конти, PS (1984). «Основные наблюдательные ограничения эволюции массивных звезд». Наблюдательные проверки теории звездной эволюции . Том. 105. С. 233–254. Бибкод : 1984IAUS..105..233C. дои : 10.1007/978-94-010-9570-9_47. ISBN 978-90-277-1775-7.
  5. ^ Шаров, А.С. (1975). «Переменные типа S Dor в других галактиках». Переменные звезды и звездная эволюция . Том. 67. С. 275–284. Бибкод : 1975IAUS...67..275S. дои : 10.1007/978-94-010-9934-9_38. ISBN 978-90-277-0579-2.
  6. ^ Теккерей, AD (1974). «Вариации S Dor и HDE 269006». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 168 : 221–233. Бибкод : 1974MNRAS.168..221T. дои : 10.1093/mnras/168.1.221 .
  7. ^ abc 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.
  8. ^ Аб Стеркен, К. (2003). «Циклы и цикличность светящихся синих переменных: феномен S Dor». Взаимодействие периодических . 292 : 437. Бибкод : 2003ASPC..292..437S.
  9. ^ Гузик, Джойс А.; Ловкин, Кэтрин К. (2014). «Пульсации и гидродинамика светящихся голубых переменных звезд». arXiv : 1402.0257v1 [SR astro-ph. СР].
  10. ^ ван Гендерен, AM (2001). «Переменные S Дорада в Галактике и Магеллановых облаках». Астрономия и астрофизика . 366 (2): 508–531. Бибкод : 2001A&A...366..508В. дои : 10.1051/0004-6361:20000022 . ISSN  0004-6361.
  11. ^ Цзян, Ян-Фей; Кантиелло, Маттео; Билдстен, Ларс; Куаерт, Элиот; Блез, Омер; Стоун, Джеймс (сентябрь 2018 г.). «Вспышки светящихся голубых переменных звезд из-за изменений непрозрачности гелия». Природа . 561 (7724): 498–501. arXiv : 1809.10187 . Бибкод : 2018Natur.561..498J. дои : 10.1038/s41586-018-0525-0. ISSN  0028-0836. PMID  30258134. S2CID  205570660.
  12. ^ 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.
  13. ^ Аб 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.
  14. ^ 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.
  15. ^ Гро, Хосе Х.; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрем, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и прародителей GRB: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : А131. arXiv : 1308.4681 . Бибкод : 2013A&A...558A.131G. дои : 10.1051/0004-6361/201321906. S2CID  84177572.
  16. ^ аб Стотерс, Ричард Б.; Чин, Чао-Вэнь (1996). «Эволюция массивных звезд в светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе для диапазона металличности: теория против наблюдений». Астрофизический журнал . 468 : 842. Бибкод : 1996ApJ...468..842S. дои : 10.1086/177740 .
  17. ^ Смит, Натан; Овоцки, Стэнли П. (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд и звезд населения III». Астрофизический журнал . 645 (1): Л45. arXiv : astro-ph/0606174 . Бибкод : 2006ApJ...645L..45S. дои : 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, диджей (2011). «Пересмотренная историческая кривая блеска Эта Киля и время близких сближений с периастром». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (3): 2009–2019. arXiv : 1010.3719 . Бибкод : 2011MNRAS.415.2009S. дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18993.x. S2CID  118614725.
  20. ^ Хамфрис, РМ; Дэвидсон, К.; Смит, Н. (1999). «Второе извержение Эта Киля и кривые блеска переменных Эта Киля». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (763): 1124–1131. Бибкод : 1999PASP..111.1124H. дои : 10.1086/316420 .
  21. ^ Смит, Натан; Ли, Вэйдун; Сильверман, Джеффри М.; Ганешалингам, Мохан; Филиппенко, Алексей В. (2011). «Светящиеся синие переменные извержения и связанные с ними переходные процессы: разнообразие предшественников и свойств вспышек». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (1): 773. arXiv : 1010.3718 . Бибкод : 2011MNRAS.415..773S. дои : 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, округ Колумбия (2009). «Массивная звезда-гипергигант как прародительница сверхновой SN 2005gl». Природа . 458 (7240): 865–7. Бибкод : 2009Natur.458..865G. дои : 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 другие. (2016). «Взаимодействие сверхновых и самозванцев сверхновых. LSQ13zm: вспышка предвещает смерть массивной звезды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 459 (1): 1039. arXiv : 1604.00013 . Бибкод : 2016MNRAS.459.1039T. doi : 10.1093/mnras/stw675. S2CID  22996021.
  25. ^ 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.
  26. ^ Назе, Ю.; Рау, Г.; Хуцемекерс, Д. (2012). «Первый рентгеновский обзор галактических светящихся синих переменных». Астрономия и астрофизика . 538 : А47. arXiv : 1111.6375 . Бибкод : 2012A&A...538A..47N. дои : 10.1051/0004-6361/201118040. S2CID  43688343.
  27. ^ Ричардсон, Ноэль Д.; Менер, Андреа (2018). «Перепись светящихся синих переменных в локальной группе 2018 года». Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 2 (3): 121. arXiv : 1807.04262 . Бибкод : 2018RNAAS...2..121R. дои : 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, Э.К.; Бестенленер, Дж. М. (2014). «Открытие новой галактической истинной светящейся синей переменной со Спитцером ★». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 445 : L84–L88. arXiv : 1408.6232 . Бибкод : 2014MNRAS.445L..84G. дои : 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 светящихся синих переменных-кандидатов в галактику с помощью Wide-field Infrared Survey Explorer★» (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 421 (4): 3325–3337. arXiv : 1201.2854 . Бибкод : 2012MNRAS.421.3325G. дои : 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 настоящая светящаяся синяя переменная★». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 449 : L60–L64. arXiv : 1502.07361 . Бибкод : 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 синей переменной в Норме». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 454 (4): 3710. arXiv : 1509.08931 . Бибкод : 2015MNRAS.454.3710G. дои : 10.1093/mnras/stv2278. S2CID  119233401.
  33. ^ Князев, А.Ю.; Гварамадзе, В.В.; Бердников, Л.Н. (2016). «MN48: новая галактическая светящаяся синяя переменная, обнаруженная Спитцером и SALT ★». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 459 (3): stw889. arXiv : 1604.03942 . Бибкод : 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, диджей; Бургграф, Биргитта (2014). «СВЕТЯЩИЕСЯ И ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ В M31 И M33. II. СВЕТЯЩИЕСЯ ГОЛУБЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ, КАНДИДАТЫ LBV, ЗВЕЗДЫ ЭМИССИОННОЙ ЛИНИИ Fe II И ДРУГИЕ СВЕРХГИАНТЫ». Астрофизический журнал . 790 (1): 48. arXiv : 1407.2259 . Бибкод : 2014ApJ...790...48H. дои : 10.1088/0004-637X/790/1/48. S2CID  119177378.
  37. ^ аб Шолухова, О.; Бизяев Д.; Фабрика, С.; Саркисян А.; Маланушенко В.; Валеев, А. (2015). «Новые светящиеся синие переменные в галактике Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (3): 2459. arXiv : 1412.5319 . Бибкод : 2015MNRAS.447.2459S. doi : 10.1093/mnras/stu2597. S2CID  118374186.
  38. ^ Хуанг, Ю.; Чжан, Х.-В.; Ван, К.; Чен, Б.-К.; Чжан, Ю.-В.; Го, Ж.-К.; Юань, Х.-Б.; Сян, М.-С.; Тиан, З.-Дж.; Ли, Г.-Х.; Лю, X.-W. (2019). «Новая светящаяся синяя переменная на окраине галактики Андромеды». Астрофизический журнал . 884 (1): Л7. arXiv : 1909.04832 . Бибкод : 2019ApJ...884L...7H. дои : 10.3847/2041-8213/ab430b . S2CID  202558925.
  39. ^ Марьева, Ольга (2014). «Полувековая история изучения звезды Романо». Балтийская астрономия . 23 (3–4): 248. arXiv : 1411.2662 . Бибкод :2014БалтА..23..248М. дои : 10.1515/astro-2017-0187. S2CID  118947657.
  40. ^ Полкаро, В.Ф.; Марьева О.; Неши, Р.; Калабрези, М.; Шеффи, А.; Галлети, С.; Гуаланди, Р.; Хавер, Р.; Миллс, ОФ; Осборн, Вашингтон; Паскуали, А.; Росси, К.; Васильева Т.; Виотти, РФ (2016). «GR 290 (Звезда Романо): 2. Легкая история и эволюционное состояние». Астрономический журнал . 151 (6): 149. arXiv : 1603.07284 . Бибкод : 2016AJ....151..149P. дои : 10.3847/0004-6256/151/6/149 . S2CID  118409541.
  41. ^ abc Хамфрис, Роберта М.; Штангл, Сара; Гордон, Майкл С.; Дэвидсон, Крис; Грэммер, Скайлер Х. (2018). «Светящиеся и переменные звезды в NGC 2403 и M81». Астрономический журнал . 157 : 22.arXiv : 1811.06559 . дои : 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. doi : 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. ^ 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.
  45. ^ Берк, Колин Дж.; и другие. (май 2020 г.). «Загадочный случай PHL 293B: долгоживущий переходный процесс в бедной металлами голубой компактной карликовой галактике». Письма астрофизического журнала . 894 (1): Л5. arXiv : 2002.12369 . Бибкод : 2020ApJ...894L...5B. дои : 10.3847/2041-8213/ab88de . S2CID  211572824.

Внешние ссылки