stringtranslate.com

RW Цефей

RW Цефея — гипергигант К-типа и полуправильная переменная звезда в созвездии Цефея , на краю области Sharpless 132 H II и недалеко от небольшого рассеянного скопления Berkeley 94. Это одна из крупнейших известных звезд с радиусом в 1100 раз больше радиуса Солнца ( R ☉ ), что почти равно орбите Юпитера .

В 2022 году звезда пережила событие «великого затемнения», похожее на событие Бетельгейзе .

Промежуточный температурный диапазон между красными сверхгигантами и желтыми гипергигантами привел к тому, что его по-разному рассматривали как красного гипергиганта [15] [16] или желтого гипергиганта. [17] [18]

История наблюдений

Первое задокументированное наблюдение RW Цефея датируется 1746 годом, когда она была включена в звездный каталог, составленный Джеймсом Брэдли . [19] Она описывалась как красная звезда по крайней мере с 1840-х годов, [a] когда Фридрих Вильгельм Аргеландер отметил ее как «очень красную» в своем каталоге. [20] RW Цефея была независимо открыта как переменная Томасом Уильямом Бэкхаусом и Генриеттой Суон Ливитт в 1899 и 1907 годах соответственно, [21] [22] но подозревалась в ее переменности Анджело Секки по крайней мере с 1868 года. [23] Звезда была обозначена как RW в 1908 году, став пятнадцатой обнаруженной переменной в Цефее. [24] Анализ спектров в 1942 году показал, что RW Цефея является очень яркой гипергигантской звездой, кажущейся более яркой, чем Мю Цефея . [25] Более подробные спектральные исследования в 1956 и 1972 годах выявили уникальные спектральные особенности, [26] [27] отличающие ее от других известных гипергигантов. [27] С тех пор звезда изучалась нечасто на протяжении десятилетий. В конце 2022 года было объявлено, что RW Cephei переживает сильное затемнение, [16] [28] [29] и впоследствии она наблюдалась интерферометрическим массивом CHARA в декабре. [13]

Расстояние

Расстояние до RW Cephei было оценено на основе его спектроскопической светимости, и предполагается, что он является членом ассоциации Cepheus OB1 , помещая его в рукав Персея Млечного Пути . [30] Параллаксы Gaia Data Release 2 и Gaia Early Data Release 3 приводят к оценкам расстояния3,416+1,366
−829 ПК [31] и6,666+1,561
−1,006 pc [32] соответственно. Цефей OB1 обычно считается находящимся примерно на3400 пк . [7] Рассеянное скопление Беркли 94, членом которого может быть RW Цефея, как полагают, находится на расстоянии3900 ± 110 пк . [15] Звезда и скопление являются частью более крупной области звездообразования Sh 2-132. [33]

Изменчивость

Кривая блеска RW Cephei, построенная по данным Hipparcos [34]

Диапазон звездных величин RW Cephei был дан как 8,2–8,8 с использованием фотографических пластин в первоначальном отчете, [22] в то время как более поздние исследования обнаружили фотографический диапазон от 8,6 до 10,7, [35] [5] отмечая, что максимумы и минимумы не могут быть получены с какой-либо определенностью. [35] Другие авторы оценивают амплитуду всего лишь около 0,5 звездных величин. [36] Современные оценки устанавливают диапазон переменности от 6,0 до 7,6 в V-диапазоне. [3]

RW Cephei классифицируется как полурегулярная переменная звезда типа SRd , что означает, что это медленно меняющийся желтый гигант или сверхгигант. В General Catalogue of Variable Stars приводится исследование 1952 года, дающее период приблизительно в 346 дней, [35] [5], в то время как другие исследования предполагают другие периоды и, безусловно, отсутствие сильной периодичности. [37]

Отличное затемнение

Сравнение изображений, полученных с помощью массива CHARA в декабре 2022 г. и июле 2023 г., показывающих потускнение и последующее увеличение яркости RW Cephei

В декабре 2022 года два астронома сообщили, что звезда переживает «великое затемнение», достигнув более слабой, чем обычно, величины 7,6. [16] [28] [29] Было высказано предположение, что это вызвано короткими периодами усиленной потери массы, приводящей к конденсации пыли , которая частично затеняет звездную фотосферу . [8] Позднее это было подтверждено наблюдениями с помощью массива CHARA, выявившими темное пятно на западной стороне звезды, предположительно являющееся пылевым облаком, выпущенным в результате недавнего выброса поверхностной массы. [13] Необычно яркий максимум, достигнутый в 2019 году прямо перед затемнением, предположительно был вызван энергичным конвективным подъемом горячего газа, который позже был выброшен и охлажден в пылевое облако, затмевающее звезду. [13] Это событие сравнивают с большим затемнением Бетельгейзе , которое произошло в конце 2019 года [8] [13] [16] [28] [29] и событиями затемнения, наблюдаемыми на исторической кривой блеска VY Canis Majoris . [8] [13]

Спектры, полученные астрономом-любителем, показывают появление нескольких новых линий излучения во время затемнения, наиболее заметными из которых являются линии H-α и K I на 766,5 и 769,9 нм. [18] Линия H-α смещена в синюю сторону на ~40 км/с относительно звезды, что позволяет предположить, что источник излучения расширяется наружу. [18]

Предыдущие наблюдения с использованием фотопластинок, сделанные между 1948 и 1951 годами, выявили похожее затемнение от величины 9,16 до 9,5, за которым последовало быстрое повторное увеличение яркости до величины 8,9. [38]

Спектр

RW Cephei демонстрирует множество сложных линий в своем спектре, многие из которых сильнее и шире обычных. [25] [26] [27] Первоначальное исследование в 1956 году, сосредоточенное на синей области спектра, обнаружило множество линий поглощения металлов с двумя компонентами, разделенными центральным максимумом, приписываемыми эмиссии, наложенной на линию поглощения, расширенную из-за турбулентности. [26] Было обнаружено, что коротконаправленные компоненты поглощения значительно сильнее длиннонаправленных компонентов, вызванных движущейся наружу оболочкой газа. [26] Последующее исследование в 1972 году, сосредоточенное на более красных областях спектра, обнаружило необычно сильные линии Na D, слишком интенсивные, чтобы быть вызванными межзвездной средой . [27] Было обнаружено, что линия Fe I на 30% сильнее, чем у обычных сверхгигантов K-типа, в то время как линии Ti I и V I были такой же силы или слабее. [27] С этими необычными спектральными особенностями звезда не имеет аналогов среди известных гипергигантов, и только Ро Кассиопеи демонстрирует отдаленно похожие особенности. [27]

Спектр был классифицирован как G8 и как M2, но не ясно, были ли фактические изменения. В первом спектральном атласе MK он был указан как M0:Ia. [39] RW Cephei позже был указан как стандартная звезда для спектрального типа G8 Ia, [40] затем как стандарт для K0 0-Ia. [41] На основе тех же спектров он был скорректирован до стандартной звезды для типа K2 0-Ia. [42] Молекулярные полосы, характерные для звезд класса M, видны в инфракрасных спектрах, но не всегда в оптических спектрах. [43] [44]

Физические свойства

Температура RW Cephei неопределенна, с противоречивыми интенсивностями возбуждения в спектре. Простая цветовая корреляция температуры дает температуру около 3749 К, в то время как полная спектральная подгонка дает температуру 5018 К. [12] Другая подгонка с использованием спектральных данных J-диапазона и звездных моделей MARCS дает температуру3770 ± 170 К. [14] Это соответствие также приводит к металличности [Fe/H] =+0,17 ± 0,20 , что указывает на то, что звезда немного богата металлами по сравнению с Солнцем . [14] Более новое исследование обнаружило температуру 4400 К, соответствующую ее спектральному классу. [8] На основе интенсивности линии CO на длине волны 2,29 мкм указано, что RW Cephei понизила температуру с 4200 К до 3900 К во время затемнения. [13]

Значения светимости были получены на основе принадлежности к Cepheus OB1, при этом исследования обнаружили исключительно высокую светимость в 545 000  L ☉ , [30] или 468 000  L ☉ . [45] Более позднее исследование обнаружило несколько более низкую светимость в 300 000  L ☉ с использованием спектрального распределения энергии модели DUSTY. [8]

Визуализация RW Cephei массивом CHARA показывает, что звезда имеет форму коробки. Изображения, полученные с использованием алгоритма SURFING, дают затемненный к краю угловой диаметр в 2,45 мсд, что соответствует линейному радиусу900–1760  R ☉ в зависимости от принятого расстояния. [13] В 2024 году было показано, что размер звезды увеличился на 8% с момента ее потускнения в 2022 году. Угловой диаметр в сочетании со средним расстоянием 3935 пк (12830 световых лет) до Беркли 94 дает радиус 1100  R ☉ . [11]

Окрестности

Изображение протяженного излучения вокруг RW Cephei с разрешением 11,9 мкм

Звезда демонстрирует доказательства значительного количества околозвездного материала в своем спектре. [27] [46] [8] [13] Спектр IRAS с низким разрешением показывает признаки оптически толстого силикатного излучения на 10 и 18 мкм, [47] что указывает на большую потерю массы. [46] Излучение в полосах SiO первого обертона было заподозрено в 1982 году, [48] и позже подтверждено с использованием спектров с более высоким разрешением, показывающих явные признаки излучения на 4,0, 4,04 и 4,08 мкм. [46] Прямая съемка в средних инфракрасных диапазонах показывает, что источник является протяженным, имеющим азимутально-симметричную структуру, похожую на IRC +10420 . [49] [8] Радиус этого излучения оценивается в ~0,3–0,4 угловых секунды на 11,9 мкм, что соответствует физическому радиусу ~1000–1400 а.е. на расстоянии 3,4 кпк. [8]

Потеря массы

Текущая скорость потери массы RW Cephei определена как ~7 × 10 −6  M ☉ /год с использованием модели DUSTY. [8] Предыдущее исследование оценило1,8 × 10 −5  M ☉ /год с использованием сил линий силиката и принятием расстояния 2,8 кпк. [50] Анализ окружающего среднего инфракрасного излучения показывает, что RW Cephei завершил период усиленной потери массы ~95–140 лет назад, [b] предполагая, что он покинул фазу красного сверхгиганта и в настоящее время эволюционирует в сторону более высоких температур. [8] Текущая фаза потери массы, по-видимому, доминирует за счет нескольких выбросов массы, включая наблюдаемое «великое затемнение». [8] [13]

Смотрите также

Примечания

  1. ↑ Точный год наблюдения неизвестен, но считается, что оно было сделано где-то между 1841 и 1844 годами.
  2. ^ Предполагая скорость ветра 50 км/с на основе значений для известных красных и желтых гипергигантов.

Ссылки

  1. ^ abcde Vallenari, A.; et al. (коллаборация Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
  2. ^ abcd Ducati, JR (2002). "VizieR Online Data Catalog: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 : 0. Bibcode : 2002yCat.2237....0D.
  3. ^ abc Watson, CL (2006). "Международный индекс переменных звезд (VSX)". 25-й ежегодный симпозиум по телескопической науке Общества астрономических наук. Состоялся 23–25 мая . 25 : 47. Bibcode : 2006SASS...25...47W.
  4. ^ Кинан, ПК; Йорка, С.Б. (1988). «Пересмотренные спектральные стандарты MK 1988 года для звезд GO и более поздних версий». Информационный бюллетень Центра Données Stellaires . 35 : 37. Бибкод : 1988BICDS..35...37K.
  5. ^ abc Самус, NN; Дурлевич, OV; и др. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode :2009yCat....102025S.
  6. ^ Харченко, Н.В.; Шольц, Р.-Д.; Пискунов, А.Е.; Рёзер, С.; Шильбах, Э. (2007). "Астрофизические дополнения к ASCC-2.5: Ia. Лучевые скорости ˜55000 звезд и средние лучевые скорости 516 галактических открытых скоплений и ассоциаций". Astronomische Nachrichten . 328 (9): 889. arXiv : 0705.0878 . Bibcode :2007AN....328..889K. doi :10.1002/asna.200710776. S2CID  119323941.
  7. ^ ab Rate, Gemma; Crowther, Paul A.; Parker, Richard J. (июнь 2020 г.). «Открытие звезд Вольфа-Райе в Галактике с помощью Gaia DR2 - II. Членство в скоплениях и ассоциациях». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 (1): 1209–1226. arXiv : 2005.02533 . Bibcode : 2020MNRAS.495.1209R. doi : 10.1093/mnras/staa1290 . ISSN  0035-8711.
  8. ^ abcdefghijklmn Джонс, Терри Джей; Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта (май 2023 г.). "Недавняя история потери массы гипергиганта RW Cep". Научные заметки Американского астрономического общества . 7 (5): 92. Bibcode :2023RNAAS...7...92J. doi : 10.3847/2515-5172/acd37f . ISSN  2515-5172. S2CID  258701379.
  9. ^ Стенсель, Роберт Э.; Песке, Джозеф Э.; Хаген Бауэр, Венди (1988). «Оболочка дальнеинфракрасного околозвездного «мусора» красных сверхгигантов». Astronomical Journal . 95 : 141. Bibcode : 1988AJ.....95..141S. doi : 10.1086/114622.
  10. ^ Хамфрис, Р. М. (1984). «Самые яркие звезды в Магеллановых Облаках и других галактиках позднего типа». Симпозиум МАС . 108 : 145–156. Bibcode : 1984IAUS..108..145H. doi : 10.1017/S0074180900040134 .
  11. ^ abcd Анугу, Нарсиредди; Гис, Дуглас Р.; Реттенбахер, Рэйчел М.; Моннье, Джон Д.; Монтаржес, Мигель; Меран, Антуан; Барон, Фабьен; Шефер, Гейл Х.; Шепард, Кэтрин А.; Краус, Стефан; Андерсон, Мэтью Д.; Кодрон, Изабель; Гарднер, Тайлер; Гутьеррес, Майра; Кёлер, Райнер (сентябрь 2024 г.). «Изображения временной эволюции гипергиганта RW Цефеи во время фазы повторного просветления после Великого затемнения». Письма астрофизического журнала . 973 (1): Л5. arXiv : 2408.11906 . дои : 10.3847/2041-8213/ad736c . ISSN  2041-8205.
  12. ^ ab Meneses-Goytia, S.; Peletier, RF; Trager, SC; Falcón-Barroso, J.; Koleva, M.; Vazdekis, A. (2015). "Одиночные звездные популяции в ближнем инфракрасном диапазоне. I. Подготовка спектральной звездной библиотеки IRTF". Astronomy & Astrophysics . 582 : A96. arXiv : 1506.07184 . Bibcode :2015A&A...582A..96M. doi :10.1051/0004-6361/201423837. S2CID  119187195.
  13. ^ abcdefghijk Анугу, Нарсиредди; Барон, Фабьен; Гис, Дуглас Р.; Лантерманн, Сиприен; Шефер, Гейл Х.; Шепард, Кэтрин А.; Бруммелаар, Тео тен; Моннье, Джон Д.; Краус, Стефан; Ле Букен, Жан-Батист; Дэвис, Клэр Л.; Эннис, Джейкоб; Гарднер, Тайлер; Лабдон, Аарон; Реттенбахер, Рэйчел М. (август 2023 г.). «Великое затемнение звезды-гипергиганта RW Цефеи: изображения массива CHARA и спектральный анализ». Астрономический журнал . 166 (2): 78. arXiv : 2307.04926 . Бибкод : 2023AJ....166...78A. doi : 10.3847/1538-3881/ace59d . ISSN  0004-6256.
  14. ^ abc Дэвис, Бен; Кудрицкий, Рольф-Питер; Файгер, Дональд Ф. (сентябрь 2010 г.). «Потенциал красных сверхгигантов как внегалактических зондов обилия при низком спектральном разрешении». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 407 (2): 1203–1211. arXiv : 1005.1008 . Bibcode : 2010MNRAS.407.1203D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16965.x . ISSN  0035-8711. S2CID  118460729.
  15. ^ ab Delgado, AJ; Djupvik, AA; Costado, MT; Alfaro, EJ (2013). "Berkeley 94 и Berkeley 96: два молодых скопления с разной динамической эволюцией". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 435 (1): 429. arXiv : 1307.4290 . Bibcode :2013MNRAS.435..429D. doi : 10.1093/mnras/stt1311 . S2CID  118642318.
  16. ^ abcd Фоллманн, Вольфганг; Сигизмонди, Константино (декабрь 2022 г.). «RW Цефея большое затемнение». Телеграмма астронома . 15800 : 1. Бибкод : 2022ATel15800....1В.
  17. ^ Кастро-Карризо, А.; Кинтана-Лакачи, Г.; Бухаррабаль, В.; Нери, Р.; Алколеа, Дж. (2007). «Картирование желтых гипергигантов IRC +10420 и AFGL 2343 с разрешением 12CO». Астрономия и астрофизика . 465 (2): 457–467. arXiv : astro-ph/0702400 . Бибкод : 2007A&A...465..457C. дои : 10.1051/0004-6361: 20066169. S2CID  53127885.
  18. ^ abc Лидбитер, Робин (март 2023 г.). «Затемнение RW Cep в 2022 году – первый взгляд». Циркуляр Британской астрономической ассоциации по переменным звездам . 195 : 7–12. Бибкод : 2023BAAVC.195....7L.
  19. ^ Брэдли, Дж. (1855). Каталог 4219 Sternen nach Beobachtungen am Durchgangsinstrument 1743–1750 и Quadranten 1743–1753 . Бибкод : 1855csbd.book.....B.
  20. ^ Эльцен, Вильгельм (1852). «Zonen-Beobachtungen Аргеландера vom 45. до 80 Grade nördlicher склонения, в mittleren Positionen f̈r 1842.0 nach gerader Aufsteigung geordnet von Wilhelm Oeltzen, Assistent der Wiener Sternwarte. Zweite Abtheilung». Annalen der Universitaets-Sternwarte Wien . Дриттер Фолге. 2 :3–1. Бибкод : 1852AnWiD...2....3O.
  21. ↑ Backhouse, TW (июль 1899 г.). «Подтвержденные или новые переменные звезды». Обсерватория . 22 : 275–276. Bibcode : 1899Obs....22..275B. ISSN  0029-7704.
  22. ^ Аб Пикеринг, Эдвард К. (август 1907 г.). «71 новая переменная звезда на картах Гарварда № 9, 12, 21, 48 и 51». Астрономические Нахрихтен . 175 (20): 333–338. Бибкод : 1907AN....175..333P. дои : 10.1002/asna.19071752006. ISSN  0004-6337.
  23. ^ Секки, Анджело (1868). Sugli spettri prismatici delle stelle fisse . Бибкод : 1868sspd.bookR....S.
  24. ^ Дунер, Нильс Кристофер; Хартвиг, Эрнст; Мюллер, Г. (октябрь 1908 г.). «Benennung von neu entdeckten veränderlichen Sternen». Астрономические Нахрихтен . 179 (6): 85. Бибкод : 1908AN....179...85D. дои : 10.1002/asna.19081790602. ISSN  0004-6337.
  25. ^ ab Keenan, Philip C. (май 1942). "Светимости переменных звезд М-типа малого диапазона". The Astrophysical Journal . 95 : 461. Bibcode : 1942ApJ....95..461K. doi : 10.1086/144418 . ISSN  0004-637X.
  26. ^ abcd Merrill, Paul W.; Wilson, Olin C. (май 1956). "Комплексные линии в спектре RW Cephei". The Astrophysical Journal . 123 : 392. Bibcode : 1956ApJ...123..392M. doi : 10.1086/146178 . ISSN  0004-637X.
  27. ^ abcdefg Gahm, GF; Hultqvist, L. (1972). "Спектральные свойства светящихся поздних звезд". Астрономия и астрофизика . 16 : 329. Bibcode :1972A&A....16..329G. ISSN  0004-6361.
  28. ^ abc Mack, Eric. «Одна из крупнейших звезд Млечного Пути ведет себя немного нестабильно». Forbes . Получено 15 декабря 2022 г.
  29. ^ abc "Catch the Geminid Meteor Shower; Plus, Watch RW Cephei Fade". Sky & Telescope . 12 декабря 2022 г. Получено 15 декабря 2022 г.
  30. ^ ab Humphreys, RM (1978). "Исследования ярких звезд в соседних галактиках. I. Сверхгиганты и звезды O в Млечном Пути". Серия приложений к Astrophysical Journal . 38 : 309. Bibcode : 1978ApJS...38..309H. doi : 10.1086/190559.
  31. ^ Бейлер-Джонс, КАЛ; Рыбицки, Дж.; Фуэно, М.; Мантеле, Г.; Андре, Р. (2018). «Оценка расстояния по параллаксам. IV. Расстояния до 1,33 миллиарда звезд в выпуске данных Gaia 2». The Astronomical Journal . 156 (2): 58. arXiv : 1804.10121 . Bibcode :2018AJ....156...58B. doi : 10.3847/1538-3881/aacb21 . S2CID  119289017.
  32. ^ Бейлер-Джонс, КАЛ; Рыбицки, Дж.; Фуэно, М.; Демлейтнер, М.; Андре, Р. (2021). «Оценка расстояний по параллаксам. V. Геометрические и фотогеометрические расстояния до 1,47 миллиарда звезд в раннем выпуске данных Gaia 3». The Astronomical Journal . 161 (3): 147. arXiv : 2012.05220 . Bibcode :2021AJ....161..147B. doi : 10.3847/1538-3881/abd806 . S2CID  228063812.
  33. ^ Saurin, TA; Bica, E.; Bonatto, C. (2010). "Звездные скопления в комплексе Sh2-132: подсказки о связи между встроенными и открытыми скоплениями". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 407 (1): 133. arXiv : 1006.0246 . Bibcode : 2010MNRAS.407..133S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16929.x . S2CID  53966692.
  34. ^ "Интерактивный доступ к данным Hipparcos Tools" . Гиппархос . ЕКА . Проверено 8 декабря 2021 г.
  35. ^ abc Payne-Gaposchkin, Cecilia (1952). "Переменные звезды в Milton field 9". Annals of Harvard College Observatory . 118 : 147. Bibcode :1952AnHar.118..147P.
  36. ^ Райхл, Ростислав (1933). «Наблюдения звездных переменных». Публикации Астрономического института Карлова университета . 18 : 1–20. Bibcode :1933PAICU..18....1R.
  37. ^ Перси, Джон Р.; Колин, Дэвид Л. (2000). «Исследования желтых полурегулярных (SRd) переменных». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 28 (1): 1. Bibcode :2000JAVSO..28....1P.
  38. ^ Семакин, НК (1954). «Фотографические наблюдения RW Цефея». Переменные Звезды . 10 : 191. Бибкод :1954PZ.....10..191S.
  39. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филипп Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с кратким изложением спектральной классификации». Чикаго . Bibcode :1943assw.book.....M.
  40. ^ Морган, WW; Роман, Нэнси Г. (1950). «Пересмотренные стандарты для сверхгигантов в системе спектрального атласа Йеркса». Astrophysical Journal . 112 : 362. Bibcode : 1950ApJ...112..362M. doi : 10.1086/145351.
  41. ^ Morgan, WW; Keenan, PC; Abt, HA; Tapscott, JW (1981). "Некоторые аспекты спектроскопического поведения звезд наивысшей светимости в области щели Герцшпрунга". Astrophysical Journal . 243 : 894. Bibcode : 1981ApJ...243..894M. doi : 10.1086/158654.
  42. ^ Кинан, ПК; Питтс, Р. Э. (1980). «Пересмотренные спектральные типы МК для звезд G, K и M». Серия приложений к Astrophysical Journal . 42 : 541. Bibcode : 1980ApJS...42..541K. doi : 10.1086/190662 .
  43. ^ Маккаски, SW (1955). "Звездные спектры в Млечном пути ОБЛАСТИ.III.A Область в Цефее-Ящерице". Приложение к Astrophysical Journal . 2 : 75. Bibcode :1955ApJS....2...75M. doi : 10.1086/190017 .
  44. ^ Josselin, E.; Plez, B. (2007). "Атмосферная динамика и процесс потери массы в красных сверхгигантах". Astronomy and Astrophysics . 469 (2): 671. arXiv : 0705.0266 . Bibcode : 2007A&A...469..671J. doi : 10.1051/0004-6361:20066353. S2CID  17789027.
  45. ^ de Jager, Cornelis (1998). «Желтые гипергиганты». Astronomy and Astrophysics Review . 8 (3): 145–180. Bibcode : 1998A&ARv...8..145D. doi : 10.1007/s001590050009. ISSN  0935-4956. S2CID  189936279.
  46. ^ abc Rayner, John T.; Cushing, Michael C.; Vacca, William D. (декабрь 2009 г.). «The Infrared Telescope Facility (IRTF) Spectral Library: Cool Stars» (Спектральная библиотека инфракрасного телескопа: холодные звезды). Серия дополнений к Astrophysical Journal . 185 (2): 289–432. arXiv : 0909.0818 . Bibcode : 2009ApJS..185..289R. doi : 10.1088/0067-0049/185/2/289. ISSN  0067-0049. S2CID  118500715.
  47. ^ Симпсон, Джанет П. (февраль 1991 г.). «Спектральные наблюдения с низким разрешением IRAS за 10- и 18-микронными силикатными эмиссионными особенностями». The Astrophysical Journal . 368 : 570. Bibcode : 1991ApJ...368..570S. doi : 10.1086/169721 . ISSN  0004-637X.
  48. ^ Rinsland, CP; Wing, RF (ноябрь 1982 г.). «Наблюдения полос монооксида кремния первого обертона в звездах позднего типа». The Astrophysical Journal . 262 : 201–212. Bibcode : 1982ApJ...262..201R. doi : 10.1086/160411 . ISSN  0004-637X.
  49. ^ 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. (март 2016 г.). «Поиск холодной пыли в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне: истории потери массы гипергигантов μ Cep, VY CMa, IRC+10420 и ρ Cas». The Astronomical Journal . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . Bibcode :2016AJ....151...51S. doi : 10.3847/0004-6256/151/3/51 . ISSN  0004-6256. S2CID  119281306.
  50. ^ Sylvester, RJ; Skinner, CJ; Barlow, MJ (декабрь 1998 г.). «Силикатная и углеводородная эмиссия галактических сверхгигантов класса М». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 301 (4): 1083–1094. Bibcode : 1998MNRAS.301.1083S. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.02078.x . ISSN  0035-8711.