stringtranslate.com

Гипергигант

Гипергигант ( класс светимости 0 или Ia + ) — очень редкий тип звезды , обладающий чрезвычайно высокой светимостью , массой, размером и потерей массы из-за экстремальных звездных ветров . Термин «гипергигант» определяется как класс светимости 0 (нулевой) в системе МКК . Однако это редко встречается в литературе или опубликованных спектральных классификациях, за исключением конкретных четко определенных групп, таких как желтые гипергиганты , RSG ( красные сверхгиганты ) или синие сверхгиганты B(e) со спектрами излучения. Чаще всего гипергиганты классифицируются как Ia-0 или Ia + , но красным сверхгигантам редко присваиваются эти спектральные классификации. Астрономы интересуются этими звездами, потому что они связаны с пониманием звездной эволюции, особенно звездообразования, стабильности и их ожидаемой гибели в виде сверхновых . Распространенным примером гипергиганта является UY Scuti , хотя некоторые люди считают UY Scuti сверхгигантом .

Происхождение и определение

В 1956 году астрономы Фист и Теккерей использовали термин «сверхсверхгигант» (позже измененный на «гипергигант») для звезд с абсолютной величиной ярче, чем M V = −7 ( M Bol будет больше для очень холодных и очень горячих звезд, например у не менее −9,7 для гипергиганта B0). В 1971 году Кинан предположил, что этот термин будет использоваться только для сверхгигантов, демонстрирующих по крайней мере один широкий эмиссионный компонент в Ha , указывающий на протяженную звездную атмосферу или относительно большую скорость потери массы. Критерий Кинана сегодня наиболее часто используется учеными. [1]

Чтобы классифицироваться как гипергигант, звезда должна быть очень яркой и иметь спектральные признаки, указывающие на нестабильность атмосферы и высокую потерю массы. Следовательно, негипергигантская звезда-сверхгигант может иметь ту же или более высокую светимость, что и гипергигант того же спектрального класса. Ожидается, что гипергиганты будут иметь характерное расширение и красное смещение своих спектральных линий, создавая характерную спектральную форму, известную как профиль P Лебедя . Использование линий излучения водорода не помогает определить самые холодные гипергиганты, и они в основном классифицируются по светимости, поскольку для этого класса почти неизбежна потеря массы. [ нужна цитата ]

Формирование

Сравнение (слева направо) Звезды-Пистолета , Ро Кассиопеи , Бетельгейзе и VY Canis Majoris , наложенных на контур Солнечной системы. Голубое полукольцо в центре левого края представляет собой орбиту Нептуна , самой дальней планеты Солнечной системы .

Звезды с начальной массой выше примерно 25  M ☉ быстро удаляются от главной последовательности и несколько увеличивают светимость, превращаясь в голубые сверхгиганты. Они остывают и увеличиваются при примерно постоянной светимости, превращаясь в красный сверхгигант, затем сжимаются и повышают температуру по мере того, как внешние слои сдуваются ветром. Они могут «подпрыгивать» взад и вперед, совершая одну или несколько «синих петель», сохраняя при этом довольно стабильную светимость, пока не взорвутся как сверхновая или полностью не сбросят свои внешние слои и не станут звездой Вольфа-Райе . Звезды с начальной массой более 40  M ☉ просто слишком ярки, чтобы создать стабильную расширенную атмосферу, и поэтому они никогда не охлаждаются достаточно, чтобы стать красными сверхгигантами. Наиболее массивные звезды, особенно быстро вращающиеся звезды с усиленной конвекцией и перемешиванием, могут пропустить эти этапы и перейти непосредственно к стадии Вольфа–Райе.

Это означает, что звезды в верхней части диаграммы Герцшпрунга-Рассела , где обнаружены гипергиганты, могут быть недавно эволюционировавшими из главной последовательности и все еще с большой массой, или гораздо более развитыми звездами после красных сверхгигантов, которые потеряли значительную часть своей первоначальной массы. , и эти объекты нельзя отличить просто по их светимости и температуре. Звезды с большой массой и высокой долей оставшегося водорода более стабильны, тогда как более старые звезды с меньшей массой и более высокой долей тяжелых элементов имеют менее стабильную атмосферу из-за повышенного радиационного давления и уменьшения гравитационного притяжения. Считается, что это гипергиганты, находящиеся вблизи предела Эддингтона и быстро теряющие массу.

Считается, что желтые гипергиганты — это, как правило, посткрасные звезды-сверхгиганты, которые уже потеряли большую часть своей атмосферы и водорода. Известно еще несколько стабильных желтых сверхгигантов с большой массой и примерно такой же светимостью, и считается, что они развиваются в сторону фазы красных сверхгигантов, но они редки, поскольку ожидается, что это будет быстрый переход. Поскольку желтые гипергиганты являются звездами после красных сверхгигантов, существует довольно жесткий верхний предел их светимости - около 500 000–750 000  L ☉ , но синие гипергиганты могут быть гораздо более яркими, иногда несколько миллионов L ☉ .

Почти все гипергиганты демонстрируют изменения светимости с течением времени из-за нестабильности внутри их недр, но они невелики, за исключением двух отдельных областей нестабильности, где обнаружены светящиеся синие переменные (LBV) и желтые гипергиганты . Из-за своей большой массы время жизни гипергигантов очень короткое в астрономических масштабах: всего несколько миллионов лет по сравнению с примерно 10 миллиардами лет для таких звезд, как Солнце . Гипергиганты создаются только в самых крупных и плотных областях звездообразования, и из-за их короткой жизни известно лишь небольшое их количество, несмотря на их чрезвычайную светимость, которая позволяет их идентифицировать даже в соседних галактиках. Время, потраченное на некоторые фазы, такие как LBV, может составлять всего несколько тысяч лет. [2] [3]

Стабильность

Большая туманность в Киле, окружающая Эта Киля.

Поскольку светимость звезд сильно увеличивается с массой, светимость гипергигантов часто лежит очень близко к пределу Эддингтона , который представляет собой светимость, при которой давление излучения, расширяющее звезду наружу, равно силе гравитации звезды, сжимающей звезду внутрь. Это означает, что поток излучения , проходящий через фотосферу гипергиганта, может быть почти достаточно сильным, чтобы оторваться от фотосферы. Выше предела Эддингтона звезда будет генерировать столько радиации, что части ее внешних слоев будут отброшены массивными вспышками; это фактически ограничит возможность звезды светиться при более высокой светимости в течение более длительных периодов времени.

Хорошим кандидатом на роль носителя континуального ветра является Эта Киля , одна из самых массивных звезд, когда-либо наблюдавшихся. При оценочной массе около 130 солнечных масс и светимости в четыре миллиона раз большей, чем у Солнца , астрофизики предполагают, что Эта Киля может иногда превышать предел Эддингтона . [4] В последний раз, возможно, это была серия вспышек, наблюдавшихся в 1840–1860 годах, достигших скорости потери массы, намного превышающей наше нынешнее понимание того, что допускают звездные ветры. [5]

В отличие от звездных ветров , управляемых линиями (т.е. ветров, вызванных поглощением света звезды огромным количеством узких спектральных линий ), движение континуума не требует присутствия «металлических» атомов  — атомов, отличных от водорода и гелия , которые таких линий немного — в фотосфере . Это важно, поскольку большинство массивных звезд также очень бедны металлами, а это означает, что эффект должен работать независимо от металличности . По тем же соображениям движение континуума также может способствовать установлению верхнего предела массы даже для первого поколения звезд сразу после Большого взрыва , которое вообще не содержало никаких металлов.

Другая теория, объясняющая массивные вспышки, например, Эта Киля, — это идея глубоко расположенного гидродинамического взрыва, оторвавшего части внешних слоев звезды. Идея состоит в том, что звезда, даже при светимости ниже предела Эддингтона , будет иметь недостаточную тепловую конвекцию во внутренних слоях, что приведет к инверсии плотности, потенциально ведущей к массивному взрыву. Однако эта теория еще недостаточно исследована, и неясно, действительно ли это может произойти. [6]

Другая теория, связанная со звездами-гипергигантами, заключается в возможности формирования псевдофотосферы, то есть сферической оптически плотной поверхности, которая на самом деле формируется звездным ветром, а не является истинной поверхностью звезды. Такая псевдофотосфера будет значительно холоднее, чем более глубокая поверхность под движущимся наружу плотным ветром. Было высказано предположение, что это объясняет «отсутствующие» LBV промежуточной светимости и присутствие желтых гипергигантов примерно с той же светимостью и более низкими температурами. Желтые гипергиганты на самом деле представляют собой LBV, сформировавшие псевдофотосферу и, по-видимому, имеющие более низкую температуру. [7]

Отношения с Ofpe, WNL, LBV и другими звездами-сверхгигантами.

Гипергиганты — это развитые звезды высокой светимости и массы, которые встречаются в тех же или аналогичных областях диаграммы Герцшпрунга-Рассела, что и некоторые звезды других классификаций. Не всегда ясно, представляют ли разные классификации звезды с разными начальными условиями, звезды на разных стадиях эволюционного пути или это просто артефакт наших наблюдений. Астрофизические модели, объясняющие явления [8] [9], показывают множество областей согласия. Тем не менее, есть некоторые различия, которые не обязательно помогают установить связь между разными типами звезд. [ нужна цитата ]

Хотя большинство звезд -сверхгигантов менее ярки, чем гипергиганты с аналогичной температурой, некоторые из них попадают в тот же диапазон светимости. [10] Обычным сверхгигантам по сравнению с гипергигантами часто не хватает сильных выбросов водорода, чьи расширенные спектральные линии указывают на значительную потерю массы. Развитые сверхгиганты с меньшей массой не возвращаются из фазы красных сверхгигантов, либо взрываясь как сверхновые, либо оставляя после себя белого карлика. [ нужна цитата ]

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

Светящиеся синие переменные — это класс очень ярких горячих звезд, которые демонстрируют характерные спектральные вариации. Они часто лежат в «спокойной» зоне, где более горячие звезды обычно более яркие, но периодически подвергаются крупным поверхностным извержениям и перемещаются в узкую зону, где звезды всех светимостей имеют примерно одинаковую температуру, около 8000 К (13 940 ° F; 7 730 °). С). [11] Эта «активная» зона находится вблизи горячего края нестабильной «пустоты», где находятся желтые гипергиганты , с некоторым перекрытием. Неясно, удастся ли желтым гипергигантам когда-либо преодолеть пустоту нестабильности и стать LBV или взорваться как сверхновая. [12] [13]

Голубые гипергиганты находятся в тех же частях диаграммы HR, что и LBV, но не обязательно демонстрируют вариации LBV. Некоторые, но не все LBV, по крайней мере, время от времени демонстрируют характеристики спектров гипергигантов, [14] [15] , но многие авторы исключают все LBV из класса гипергигантов и рассматривают их отдельно. [16] Голубые гипергиганты, не обладающие характеристиками LBV, могут быть прародителями LBV, или наоборот, или и того, и другого. [17] LBV с меньшей массой могут быть переходной стадией к холодным гипергигантам или от них или относиться к объектам другого типа. [17] [18]

Звезды Вольфа-Райе — чрезвычайно горячие звезды, потерявшие большую часть или все свои внешние слои. WNL — это термин, используемый для обозначения звезд Вольфа–Райе поздних стадий (то есть более холодных), в спектрах которых преобладает азот. Хотя обычно считается, что это стадия, на которой звезды-гипергиганты достигают достаточной потери массы, возможно, что небольшая группа богатых водородом звезд WNL на самом деле является прародителями голубых гипергигантов или LBV. Это близкородственные Ofpe (спектры O-типа плюс эмиссионные линии H, He и N и другие особенности) и WN9 (самые холодные азотные звезды Вольфа-Райе), которые могут быть краткой промежуточной стадией между звездами главной последовательности с большой массой. и гипергиганты или LBV. Спокойные LBV наблюдались со спектрами WNL, а видимые звезды Ofpe/WNL изменились и стали показывать спектры голубых гипергигантов. Высокие скорости вращения заставляют массивные звезды быстро терять свою атмосферу и предотвращают переход от главной последовательности к сверхгигантам, поэтому они напрямую становятся звездами Вольфа – Райе. Звезды Вольфа Райе, слэш-звезды, крутые слэш-звезды (также известные как WN10/11), звезды Ofpe, Of + и Of * не считаются гипергигантами. Хотя они светятся и часто имеют сильные эмиссионные линии, у них есть собственные характерные спектры. [19]

Известные гипергиганты

Снимок окрестностей VY Canis Majoris, сделанный Очень Большим Телескопом .

Гипергиганты сложны для изучения из-за их редкости. Спектры многих гипергигантов сильно варьируются, но здесь они сгруппированы в широкие спектральные классы.

Светящиеся синие переменные

Некоторые светящиеся синие переменные классифицируются как гипергиганты, по крайней мере, в течение части своего цикла изменения:

Голубые гипергиганты

Звезда-гипергигант и ее проплидный протопланетный диск по сравнению с размером Солнечной системы.

Обычно B-класс, иногда поздний О или ранний А:


В регионе Галактического Центра: [29]

В Вестерлунде 1 : [30]

Желтые гипергиганты

Поле вокруг желтого гипергиганта HR 5171.

Желтые гипергиганты обычно имеют спектры от конца А до начала К. Однако гипергиганты А-типа также можно назвать белыми гипергигантами. [13]

В Вестерлунде 1 : [30]

В галактике Треугольник :

В галактике Секстанты :

Плюс как минимум два вероятных холодных гипергиганта в недавно обнаруженных скоплениях красных сверхгигантов Щита: F15 и, возможно, F13 в RSGC1 и Звезда 49 в RSGC2 .

Красные гипергиганты

Сравнение размеров Солнца и VY Canis Majoris , гипергиганта, который входит в число крупнейших известных звезд (возможно, самый крупный в Млечном Пути ).

Спектры типов от K до M, самые крупные известные звезды :

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Некоторые авторы считают Лебедя OB2-12 LBV из-за его чрезвычайной светимости, хотя он не показал характерной изменчивости.
  2. ^ Самая яркая звезда акушерской ассоциации Scorpius OB1 и кандидат LBV . [24]
  3. ^ Возможно, это просто более близкая звезда после AGB. [36]

Рекомендации

  1. ^ де Ягер, К. (1998). «Жёлтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Бибкод : 1998A&ARv...8..145D. дои : 10.1007/s001590050009. S2CID  189936279.
  2. ^ Кирилл Георгий; Сильвия Экстрём; Жорж Мейне; Филип Мэсси; Левеск; Рафаэль Хирши; Патрик Эггенбергер; Андре Медер (2012). «Сетки звездных моделей с вращением II. Популяции WR и предшественники сверхновых / GRB на Z = 0,014». Астрономия и астрофизика . 542 : А29. arXiv : 1203.5243 . Бибкод : 2012A&A...542A..29G. дои : 10.1051/0004-6361/201118340. S2CID  119226014.
  3. ^ Бротт, И.; Эванс, CJ; Хантер, И.; Де Котер, А.; Лангер, Н.; Дафтон, Польша; Кантиелло, М.; Трандл, К.; Леннон, диджей; Де Минк, SE ; Юн, С.-К.; Андерс, П. (2011). «Вращающиеся массивные звезды главной последовательности». Астрономия и астрофизика . 530 : А116. arXiv : 1102.0766 . Бибкод : 2011A&A...530A.116B. дои : 10.1051/0004-6361/201016114. S2CID  55534197.
  4. ^ Овоцки, СП; Ван Марл, Аллард Ян (2007). «Светящиеся синие переменные и потеря массы вблизи предела Эддингтона». Труды Международного астрономического союза . 3 : 71–83. arXiv : 0801.2519 . Бибкод : 2008IAUS..250...71O. дои : 10.1017/S1743921308020358. S2CID  15032961.
  5. ^ Овоцки, СП; Гейли, КГ; Шавив, Нью-Джерси (2004). «Формализм длины пористости для ограниченной потери массы звезд, утомляющей фотоны, выше предела Эддингтона». Астрофизический журнал . 616 (1): 525–541. arXiv : astro-ph/0409573 . Бибкод : 2004ApJ...616..525O. дои : 10.1086/424910. S2CID  2331658.
  6. ^ Смит, Н.; Овоцкий, СП (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд и звезд населения III». Астрофизический журнал . 645 (1): L45–L48. arXiv : astro-ph/0606174 . Бибкод : 2006ApJ...645L..45S. дои : 10.1086/506523. S2CID  15424181.
  7. ^ Аб Винк, Дж. С. (2012). «Эта Киля и светящиеся синие переменные». Эта Киля и самозванцы сверхновых . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 384. стр. 221–247. arXiv : 0905.3338 . Бибкод : 2012ASSL..384..221В. дои : 10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN 978-1-4614-2274-7. S2CID  17983157.
  8. ^ Лангер, Норберт; Хегер, Александр; Гарсиа-Сегура, Гильермо (1998). «Массивные звезды: предсверхновая эволюция внутренней и околозвездной структуры». Обзоры по современной астрономии . 11 : 57. Бибкод :1998RvMA...11...57L.
  9. ^ Стотерс, Н.; Чин, К.-В. (1996). «Эволюция массивных звезд в светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе для диапазона металличности». Астрофизический журнал . 468 : 842–850. Бибкод : 1996ApJ...468..842S. дои : 10.1086/177740 .
  10. ^ Де Ягер, Корнелис (1998). «Жёлтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Бибкод : 1998A&ARv...8..145D. дои : 10.1007/s001590050009. S2CID  189936279.
  11. ^ 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.
  12. ^ Стотерс, РБ; Чин, CW (2001). «Желтые гипергиганты как динамически нестабильные посткрасные звезды-сверхгиганты». Астрофизический журнал . 560 (2): 934. Бибкод : 2001ApJ...560..934S. дои : 10.1086/322438 . hdl : 2060/20010083764 .
  13. ^ аб Ньювенхейзен, Х; де Ягер, К. (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три критически важных для эволюции гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163–176. Бибкод : 2000A&A...353..163N.
  14. ^ Кларк, Дж. С.; Кастро, Н.; Гарсия, М.; Эрреро, А.; Нахарро, Ф.; Негеруэла, И.; Ричи, BW; Смит, КТ (2012). «О природе кандидатов на светящиеся синие переменные в M 33». Астрономия и астрофизика . 541 : А146. arXiv : 1202.4409 . Бибкод : 2012A&A...541A.146C. дои : 10.1051/0004-6361/201118440. S2CID  17900583.
  15. ^ Робберто, М.; Хербст, ТМ (1998). «Теплая пыль вокруг голубых гипергигантов: изображение светящейся синей переменной HD 168625 в среднем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 498 (1): 400–412. Бибкод : 1998ApJ...498..400R. дои : 10.1086/305519 .
  16. ^ Хамфрис, Роберта М .; Вайс, Керстин; Дэвидсон, Крис; Боманс, диджей; Бургграф, Биргитта (2014). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. II. Светящиеся синие переменные, кандидаты в LBV, звезды эмиссионной линии Fe II и другие сверхгиганты». Астрофизический журнал . 790 (1): 48. arXiv : 1407.2259 . Бибкод : 2014ApJ...790...48H. дои : 10.1088/0004-637X/790/1/48. S2CID  119177378.
  17. ^ Аб 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.
  18. ^ 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.
  19. ^ Бьянки, Лусиана; Болин, Ральф; Мэсси, Филип (2004). «Звезды Ofpe/WN9 в M33». Астрофизический журнал . 601 (1): 228–241. arXiv : astro-ph/0310187 . Бибкод : 2004ApJ...601..228B. дои : 10.1086/380485. S2CID  119371998.
  20. ^ abcdefgh Самус, NN; Казаровец Е.В.; Дурлевич О.В.; Киреева, Н.Н.; Пастухова Е.Н. (2017). «Генеральный каталог переменных звезд: Версия GCVS 5.1». Астрономические отчеты . 61 (1): 80. Бибкод : 2017ARep...61...80S. дои : 10.1134/S1063772917010085.
  21. ^ Стеркен, К.; де Гроот, М.; ван Гендерен, AM (1998). «Цикличность в световых вариациях синих переменных Luminzus II. R40, развивающая фазу S Doradus». Астрономия и астрофизика . 333 : 565. Бибкод : 1998A&A...333..565S.
  22. ^ Ван Гендерен, AM; Стеркен, К. (1999). «Вариации блеска массивных звезд (переменные альфа Лебедя). XVII. Сверхгиганты БМО R 74 (LBV), R 78, HD 34664 = S 22 (B[e]/LBV), R 84 и R 116 (LBV?)» . Астрономия и астрофизика . 349 : 537. Бибкод : 1999A&A...349..537В.
  23. ^ abcdefghijklmnopqrs Скиф, бакалавр искусств (2014). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Скифф, 2009–2016)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/Mk. Первоначально опубликовано в: Обсерватория Лоуэлла (октябрь 2014 г.) . 1 : Б/мк. Бибкод : 2014yCat....1.2023S.
  24. ^ abcdefgh Кларк, Дж. С.; Нахарро, Ф.; Негеруэла, И.; Ричи, BW; Урбанеха, Массачусетс; Ховарт, ID (2012). «О природе галактических гипергигантов раннего типа B». Астрономия и астрофизика . 541 : А145. arXiv : 1202.3991 . Бибкод : 2012A&A...541A.145C. дои : 10.1051/0004-6361/201117472. S2CID  11978733.
  25. ^ abcd Кэтрин Ф. Ньюджент; Филип Мэсси; Брайан Скиф; Жорж Мейне (апрель 2012 г.). «Желтые и красные сверхгиганты в Магеллановых облаках». Астрофизический журнал . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Бибкод : 2012ApJ...749..177N. дои : 10.1088/0004-637X/749/2/177. S2CID  119180846.
  26. ^ аб Ван Гендерен, AM; Джонс, А.; Стеркен, К. (2006). «Световые вариации переменных альфа Лебедя в Магеллановых облаках». Журнал астрономических данных . 12 : 4. Бибкод :2006JAD....12....4В.
  27. ^ Вольф, Б.; Кауфер, А.; Ривиниус, Т.; Шталь, О.; Зейферт, Т.; Туббесинг, С.; Шмид, Х.М. (2000). «Спектроскопический мониторинг светящихся горячих звезд Магеллановых облаков». Тепловые и ионизационные аспекты потоков от горячих звезд . 204 : 43. Бибкод : 2000ASPC..204...43W.
  28. ^ Мирошниченко, А.С.; Ченцов Е.Л.; Клочкова, В.Г. (2000). «AS314: пыльный гипергигант А-типа» (PDF) . Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 144 (3): 379. Бибкод : 2000A&AS..144..379M. дои : 10.1051/aas:2000216 .
  29. ^ Столовый, С.Р.; Котера, А.; Донг, Х.; Моррис, MR; Ван, QD; Столовый, С.Р.; Ланг, К. (2010). «Отдельные звезды Вольфа-Райе и O-сверхгиганты в регионе центра Галактики, идентифицированные с помощью Пашена-избытка». Астрофизический журнал . 725 (1): 188–199. arXiv : 1009.2769 . Бибкод : 2010ApJ...725..188M. дои : 10.1088/0004-637X/725/1/188. S2CID  20968628.
  30. ^ Аб Кларк, Дж. С.; Негеруэла, И.; Кроутер, Пенсильвания; Гудвин, СП (2005). «О огромном звездном населении сверхзвездного скопления Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика . 434 (3): 949. arXiv : astro-ph/0504342 . Бибкод : 2005A&A...434..949C. дои : 10.1051/0004-6361: 20042413. S2CID  119042919.
  31. ^ 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.
  32. ^ Кларк, Дж. С.; Негеруэла, И.; Гонсалес-Фернандес, К. (2013). «IRAS 18357-0604 — аналог галактического желтого гипергиганта IRC +10420?». Астрономия и астрофизика . 561 : А15. arXiv : 1311.3956 . Бибкод : 2014A&A...561A..15C. дои : 10.1051/0004-6361/201322772. S2CID  53372226.
  33. ^ Кинан, ПК; Питтс, RE (1980). «Пересмотренные спектральные классы МК для звезд G, K и M». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 42 : 541. Бибкод : 1980ApJS...42..541K. дои : 10.1086/190662.
  34. ^ Витковски, М.; Арройо-Торрес, Б.; Маркайд, Дж. М.; Абеллан, Ф.Дж.; Кьявасса, А.; Гирадо, JC (2017). «Спектроинтерферометрия VLTI/AMBER сверхгигантов позднего типа V766 Cen (= HR 5171 A), σ Oph, BM Sco и HD 206859». Астрономия и астрофизика . 597 : А9. arXiv : 1610.01927 . Бибкод : 2017A&A...597A...9W. дои : 10.1051/0004-6361/201629349. S2CID  55679854.
  35. ^ Шустер, Монтана; Хамфрис, РМ ; Маренго, М. (2006). «Околозвездная среда NML Лебедя и холодных гипергигантов». Астрономический журнал . 131 (1): 603–611. arXiv : astro-ph/0510010 . Бибкод : 2006AJ....131..603S. дои : 10.1086/498395. S2CID  16723190.
  36. ^ Юра, М.; Велусами, Т.; Вернер, М.В. (2001). «Что дальше с вероятной предсверхновой HD 179821?». Астрофизический журнал . 556 (1): 408. arXiv : astro-ph/0103282 . Бибкод : 2001ApJ...556..408J. дои : 10.1086/321553. S2CID  18053762.
  37. ^ Бритавский, Н.Е.; Бонанос, Аризона; Эрреро, А.; Сервиньо, М.; Гарсиа-Альварес, Д.; Бойер, ML; Массерон, Т.; Менер, А.; Маккуинн, KBW (2019). «Физические параметры красных сверхгигантов в карликовых неправильных галактиках Местной группы». Астрономия и астрофизика . 631 : А95. arXiv : 1909.13378 . Бибкод : 2019A&A...631A..95B. дои : 10.1051/0004-6361/201935212. S2CID  203593402.
  38. ^ Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта М.; Джонс, Терри Дж.; Маренго, Массимо; Герц, Роберт Д.; Хелтон, Л. Эндрю; Хоффманн, Уильям Ф.; Скемер, Эндрю Дж.; Хинц, Филип М. (2016). «ПОИСКИ ХОЛОДНОЙ ПЫЛИ В СРЕДНЕ-ДАЛЕКОМ ИНФРАКРАСНОМ ДИАПАЗОНЕ: ИСТОРИЯ ПОТЕРИ МАССЫ ГИПЕРГИГАНТОВ μ Cep, VY CMa, IRC+10420 и ρ Cas». Астрономический журнал . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . дои : 10.3847/0004-6256/151/3/51 .
  39. ^ Кинан, Филип К. (1 мая 1942 г.). «Светимость переменных М-типа малого диапазона». Астрофизический журнал . 95 : 461. дои : 10.1086/144418. ISSN  0004-637X.
  40. ^ abc Чжан, Б.; Рид, MJ; Ментен, КМ; Чжэн, XW; Брунталер, А. (2012). «Расстояние и размер красного гипергиганта NML Лебедя по данным астрометрии VLBA и VLA» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 544 : А42. arXiv : 1207.1850 . Бибкод : 2012A&A...544A..42Z. дои : 10.1051/0004-6361/201219587. S2CID  55509287.
  41. ^ Джонс, Терри Джей; Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта (май 2023 г.). «Недавняя история массовой потери гипергиганта RW Cep». Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 7 (5): 92. Бибкод : 2023RNAAS...7...92J. дои : 10.3847/2515-5172/acd37f . ISSN  2515-5172. S2CID  258701379.
  42. ^ Чжан, Б.; Рид, MJ; Ментен, КМ; Чжэн, XW (январь 2012 г.). «Расстояние и кинематика красного гипергиганта VY CMa: астрометрия VLBA и VLA». Астрофизический журнал . 744 (1): 23. arXiv : 1109.3036 . Бибкод : 2012ApJ...744...23Z. дои : 10.1088/0004-637X/744/1/23. S2CID  121202336.
  43. ^ Алколеа, Дж.; Бухаррабаль, В.; Планесас, П.; Тейсье, Д.; Черничаро, Дж.; Де Бек, Э.; Дечин, Л.; Доминик, К.; Юсттанонт, К. (9 октября 2013 г.). «Наблюдения VY Canis Majoris HIFISTARS Herschel / HIFI. Инвентаризация молекулярных линий оболочки вокруг самой большой известной звезды». arXiv.org . Проверено 13 марта 2024 г.
  44. ^ аб Стикленд, ди-джей (1985). «Наблюдения IRA за холодными галактическими гипергигантами». Обсерватория . 105 : 229. Бибкод :1985Obs...105..229S.
  45. ^ Маурон, Н.; Жослен, Э. (2011). «Скорость потери массы красных сверхгигантов и рецепт де Ягера». Астрономия и астрофизика . 526 : А156. arXiv : 1010.5369 . Бибкод : 2011A&A...526A.156M. дои : 10.1051/0004-6361/201013993. S2CID  119276502.
  46. ^ Табернеро, HM; Дорда, Р.; Негеруэла, И.; Марфил, Э. (февраль 2021 г.). «Природа VX Стрельца: это TŻO, RSG или звезда большой массы AGB?». Астрономия и астрофизика . 646 : 13. arXiv : 2011.09184 . Бибкод : 2021A&A...646A..98T. дои : 10.1051/0004-6361/202039236.