stringtranslate.com

Красный сверхгигант

Красные сверхгиганты ( RSG ) — это звезды со сверхгигантским классом светимости ( класс I Йеркса ) и звездной классификацией K или M. [1] Это самые большие звезды во Вселенной по объему , хотя они не являются самыми массивными или яркими. . Бетельгейзе и Антарес А — самые яркие и наиболее известные красные сверхгиганты (RSG), а также единственные красные сверхгиганты первой величины .

Классификация

Звезды классифицируются как сверхгиганты на основании их спектрального класса светимости . Эта система использует определенные диагностические спектральные линии для оценки поверхностной гравитации звезды и, следовательно, определения ее размера относительно ее массы. Звезды большего размера более яркие при данной температуре, и теперь их можно сгруппировать в полосы разной светимости. [2]

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

Система классификации Йеркса или Моргана-Кинана (МК) [ 3 ] практически универсальна . Он группирует звезды в пять основных групп светимости, обозначенных римскими цифрами :

Класс светимости, характерный для сверхгигантов, делится на обычных сверхгигантов класса Ib и ярчайших сверхгигантов класса Ia. Также используется промежуточный класс Iab. Исключительно яркие звезды с низкой поверхностной гравитацией и явными признаками потери массы могут быть отнесены к классу светимости 0 (нулевой), хотя это наблюдается редко. [4] Чаще будет использоваться обозначение Ia-0, [5] и еще чаще Ia + . [6] Эти спектральные классификации гипергигантов очень редко применяются к красным сверхгигантам, хотя термин красный гипергигант иногда используется для наиболее протяженных и нестабильных красных сверхгигантов, таких как VY Canis Majoris и NML Cygni . [7] [8]

«Красная» часть слова «красный сверхгигант» относится к прохладной температуре. Красные сверхгиганты — самые крутые сверхгиганты, звезды M-типа и, по крайней мере, некоторые звезды K-типа, хотя точного ограничения нет. Сверхгиганты K-типа встречаются редко по сравнению со сверхгигантами M-типа, поскольку они представляют собой кратковременную переходную стадию и несколько нестабильны. Звезды K-типа, особенно ранние или более горячие K-типы, иногда описываются как оранжевые сверхгиганты (например, Зета Цефеи ) или даже как желтые (например, желтый гипергигант HR 5171 Aa). [ нужна цитата ]

Характеристики

Красные сверхгиганты крутые и большие. Они имеют спектральные классы K и M, следовательно, температура поверхности ниже  4100 К. [9] Обычно они в несколько сотен и более тысяч раз превышают радиус Солнца , [ 9] хотя размер не является основным фактором, позволяющим звезде называться сверхгигантом. Яркая холодная звезда-гигант может легко быть больше, чем более горячий сверхгигант. Например, Альфа Геркулеса классифицируется как гигантская звезда с радиусом от 264 до 303  R ☉, тогда как Эпсилон Пегаса является сверхгигантом K2 с радиусом всего 185  R ☉ .

Хотя красные сверхгиганты намного холоднее Солнца, они настолько больше, что имеют очень высокую яркость, обычно десятки или сотни тысяч  L ☉ . [9] Теоретически верхний предел радиуса красного сверхгиганта составляет около 1500  R ☉ . [9] В пределе Хаяши звезды выше этого радиуса были бы слишком нестабильными и просто не образовывались.

Красные сверхгиганты имеют массу от 10  M ☉ до 30 или 40  M ☉ . [10] Звезды главной последовательности с массой более 40  M ☉ не расширяются и не охлаждаются, превращаясь в красные сверхгиганты. Красные сверхгиганты, находящиеся в верхней части возможного диапазона масс и светимости, являются самыми крупными из известных. Их низкая поверхностная гравитация и высокая светимость вызывают чрезвычайную потерю массы, в миллионы раз превышающую солнечную, создавая наблюдаемые туманности, окружающие звезду. [11] К концу своей жизни красные сверхгиганты, возможно, потеряли значительную часть своей первоначальной массы. Более массивные сверхгиганты теряют массу гораздо быстрее, и все красные сверхгиганты, по-видимому, достигают одинаковой массы порядка 10  M ☉ к моменту коллапса их ядер. Точное значение зависит от исходного химического состава звезды и скорости ее вращения. [12]

Большинство красных сверхгигантов демонстрируют некоторую степень визуальной изменчивости , но лишь в редких случаях с четко определенным периодом или амплитудой. Поэтому их обычно классифицируют как нерегулярные или полурегулярные переменные. У них даже есть свои подклассы SRC и LC для медленных полурегулярных и медленных нерегулярных переменных-сверхгигантов соответственно. Вариации обычно медленные и имеют небольшую амплитуду, но известны амплитуды до четырех звездных величин. [13]

Статистический анализ многих известных переменных красных сверхгигантов показывает ряд вероятных причин изменений: всего несколько звезд демонстрируют большие амплитуды и сильный шум, указывающий на изменчивость на многих частотах, что, как считается, указывает на мощные звездные ветры , возникающие ближе к концу жизни красных сверхгигантов. сверхгигант; более распространены одновременные изменения радиальных мод в течение нескольких сотен дней и, вероятно, нерадиальные изменения мод в течение нескольких тысяч дней; лишь несколько звезд кажутся действительно неправильными, с небольшими амплитудами, вероятно, из-за фотосферной грануляции . Фотосферы красных сверхгигантов содержат относительно небольшое количество очень крупных конвекционных ячеек по сравнению с такими звездами, как Солнце . Это вызывает изменения поверхностной яркости, которые могут привести к видимым изменениям яркости по мере вращения звезды. [14]

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

Мазерное излучение является обычным явлением в околозвездном материале вокруг красных сверхгигантов. Чаще всего это происходит из-за H 2 O и SiO, но эмиссия гидроксила (OH) также происходит из узких областей. [16] В дополнение к картированию околозвездного вещества вокруг красных сверхгигантов с высоким разрешением, [17] наблюдения мазеров с помощью VLBI или VLBA могут использоваться для определения точных параллаксов и расстояний до их источников. [18] В настоящее время это применяется в основном к отдельным объектам, но может оказаться полезным для анализа структуры галактики и открытия скрытых в противном случае красных сверхгигантских звезд. [19]

На поверхности красных сверхгигантов преобладает водород, хотя водород в ядре полностью израсходован. На последних стадиях потери массы, перед взрывом звезды, поверхностный гелий может обогатиться до уровня, сравнимого с водородом. В теоретических моделях экстремальной потери массы может быть потеряно достаточное количество водорода, и гелий станет наиболее распространенным элементом на поверхности. Когда звезды, предшествовавшие красным сверхгигантам, покидают главную последовательность, кислорода на поверхности больше, чем углерода, а азота меньше, чем любого из них, что отражает его содержание в результате формирования звезды. Углерод и кислород быстро истощаются, а количество азота увеличивается в результате извлечения обработанного CNO материала из слоев термоядерного синтеза. [20]

Наблюдается медленное или очень медленное вращение красных сверхгигантов. Модели показывают, что даже быстро вращающиеся звезды главной последовательности должны тормозиться из-за потери массы, чтобы красные сверхгиганты вообще почти не вращались. Те красные сверхгиганты, такие как Бетельгейзе , которые имеют умеренную скорость вращения, возможно, приобрели ее после достижения стадии красного сверхгиганта, возможно, в результате бинарного взаимодействия. Ядра красных сверхгигантов все еще вращаются, и дифференциальная скорость вращения может быть очень большой. [21]

Определение

Бетельгейзе пульсирует и демонстрирует изменения профиля спектральных линий (УФ-изображения HST)

Классы светимости сверхгигантов легко определить и применить к большому количеству звезд, но они группируют несколько очень разных типов звезд в одну категорию. Эволюционное определение ограничивает термин «сверхгигант» теми массивными звездами, которые начинают синтез гелия в ядре, не развивая вырожденного гелиевого ядра и не подвергаясь гелиевой вспышке. Они будут повсеместно продолжать сжигать более тяжелые элементы и подвергаться коллапсу ядра, что приведет к возникновению сверхновой . [22]

Менее массивные звезды могут развивать сверхгигантский класс спектральной светимости при относительно низкой светимости, около 1000  L ☉ , когда они находятся на асимптотической ветви гигантов (AGB), подвергаясь горению гелиевой оболочки. Теперь исследователи предпочитают классифицировать их как звезды AGB, отличные от сверхгигантов, потому что они менее массивны, имеют другой химический состав на поверхности, подвергаются разным типам пульсаций и изменчивости и будут эволюционировать по-разному, обычно образуя планетарную туманность и белого карлика. [23] Большинство звезд AGB не станут сверхновыми, хотя существует интерес к классу звезд супер-AGB , достаточно массивных, чтобы подвергнуться полному синтезу углерода, который может производить своеобразные сверхновые, хотя и не образуя железного ядра. [24] Одной из примечательных групп звезд малой массы и высокой светимости являются переменные RV Тельца , звезды AGB или post-AGB, лежащие в полосе нестабильности и демонстрирующие характерные полурегулярные вариации.

Эволюция

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

Красные сверхгиганты развиваются из звезд главной последовательности с массами от 8  M ☉ до 30 или 40  M ☉ . [10] Звезды с большей массой никогда не охлаждаются настолько, чтобы стать красными сверхгигантами. Звезды с меньшей массой развивают вырожденное гелиевое ядро ​​во время фазы красного гиганта, подвергаются гелиевой вспышке перед синтезом гелия на горизонтальной ветви , развиваются вдоль AGB, сжигая гелий в оболочке вокруг вырожденного углеродно-кислородного ядра, а затем быстро теряют свою внешнюю слоев, чтобы стать белым карликом с планетарной туманностью. [12] Звезды AGB могут иметь спектры сверхгигантского класса светимости, поскольку они расширяются до экстремальных размеров по сравнению с их небольшой массой, и они могут достигать светимости, в десятки тысяч раз превышающей солнечную. Промежуточные звезды «супер-AGB» размером около 9  M ☉ могут подвергаться синтезу углерода и могут производить сверхновую с захватом электронов в результате коллапса кислородно - неонового ядра. [24]

Звезды главной последовательности, сжигающие водород в своих ядрах, с массой от 10 до 30 или 40  M ☉ будут иметь температуру примерно от 25 000 K до 32 000 K и спектральные классы раннего B, возможно, очень позднего O. Это уже очень яркие звезды 10 000–100 000  л ☉ из-за быстрого синтеза водорода в цикле CNO и имеют полностью конвективное ядро. В отличие от Солнца, внешние слои этих горячих звезд главной последовательности не являются конвективными. [12]

Эти докрасные сверхгигантские звезды главной последовательности исчерпывают водород в своих ядрах через 5–20 миллионов лет. Затем они начинают сжигать водородную оболочку вокруг ядра, теперь преимущественно состоящего из гелия, и это заставляет их расширяться и охлаждаться, превращаясь в сверхгигантов. Их светимость увеличивается примерно в три раза. Поверхностное содержание гелия сейчас достигает 40%, но обогащение более тяжелыми элементами незначительно. [12]

Сверхгиганты продолжают остывать, и большинство из них быстро пройдет через полосу нестабильности цефеид , хотя самые массивные проведут короткий период времени в качестве желтых гипергигантов . Они достигнут позднего класса K или M и станут красными сверхгигантами. Синтез гелия в ядре начинается плавно либо во время расширения звезды, либо когда она уже является красным сверхгигантом, но на поверхности это не приводит к немедленным изменениям. У красных сверхгигантов возникают зоны глубокой конвекции, простирающиеся от поверхности на полпути к ядру, и это вызывает сильное обогащение поверхности азотом с некоторым обогащением более тяжелыми элементами. [26]

Некоторые красные сверхгиганты проходят синие петли , во время которых их температура временно повышается, прежде чем вернуться в состояние красного сверхгиганта. Это зависит от массы, скорости вращения и химического состава звезды. Хотя у многих красных сверхгигантов не будет синей петли, у некоторых может быть несколько. На пике синей петли температура может достигать 10 000 К. Точные причины появления синих петель различаются у разных звезд, но они всегда связаны с увеличением гелиевого ядра по отношению к массе звезды и вызывают более высокие темпы потери массы из внешних слоев. [21]

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

Ожидается , что самые яркие красные сверхгиганты с металличностью , близкой к солнечной , потеряют большую часть своих внешних слоев до того, как их ядра рухнут, поэтому они снова эволюционируют в желтые гипергиганты и светящиеся синие переменные. Такие звезды могут взорваться как сверхновые типа II-L, все еще с водородом в спектре, но с недостаточным количеством водорода, чтобы вызвать расширенное плато яркости на кривых блеска. Звезды с еще меньшим количеством оставшегося водорода могут произвести необычную сверхновую типа IIb, где водорода осталось так мало, что линии водорода в исходном спектре типа II тускнеют, превращаясь в сверхновую типа Ib. [27]

Все наблюдаемые прародители сверхновых типа II-P имеют температуру от 3500 до 4400 К и светимость от 10 000  L ☉ до 300 000  L ☉ . Это соответствует ожидаемым параметрам красных сверхгигантов с меньшей массой. Было обнаружено небольшое количество предшественников сверхновых типа II-L и типа IIb, все они имели светимость около 100 000  L ☉ и несколько более высокие температуры до 6 000 К. Они хорошо подходят для красных сверхгигантов с немного большей массой и высокими темпами потери массы. Не существует известных прародителей сверхновых, соответствующих наиболее ярким красным сверхгигантам, и ожидается, что они эволюционируют в звезды Вольфа Райе, прежде чем взорваться. [21]

Кластеры

RSGC1 — первое из нескольких массивных скоплений, содержащих несколько красных сверхгигантов.

Возраст красных сверхгигантов обязательно не превышает 25 миллионов лет, и ожидается, что такие массивные звезды образуются только в относительно больших скоплениях звезд , поэтому ожидается, что их можно будет найти в основном вблизи заметных скоплений. Однако они довольно недолговечны по сравнению с другими фазами жизни звезды и формируются только из относительно редких массивных звезд, поэтому в каждом скоплении обычно одновременно присутствует лишь небольшое количество красных сверхгигантов. В массивном скоплении Ходж 301 в туманности Тарантул их три. [28] До XXI века наибольшее количество красных сверхгигантов, известных в одном скоплении, составляло пять в NGC 7419 . [29] Большинство красных сверхгигантов встречаются поодиночке, например Бетельгейзе в ассоциации Орион OB1 и Антарес в ассоциации Скорпиона-Центавра .

С 2006 года у основания рукава Ключа-Щита галактики была обнаружена серия массивных скоплений , каждое из которых содержит несколько красных сверхгигантов. RSGC1 содержит не менее 12 красных сверхгигантов, RSGC2 (также известный как Стивенсон 2 ) содержит не менее 26, RSGC3 содержит не менее 8 и RSGC4 (также известный как Аликанте 8 ) также содержит не менее 8. В общей сложности 80 подтвержденных красных сверхгигантов имеют были идентифицированы на небольшом участке неба в направлении этих скоплений. Эти четыре скопления, по-видимому, являются частью массивной вспышки звездообразования, произошедшей 10–20 миллионов лет назад на ближнем конце перемычки в центре галактики. [30] Подобные массивные скопления были обнаружены вблизи дальнего конца галактического бара, но не такое большое количество красных сверхгигантов. [31]

Примеры

В регионе Ориона виден красный сверхгигант Бетельгейзе.

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

Исторически Мира считалась красным сверхгигантом, но в настоящее время широко признана асимптотической звездой ветви гиганта. [32]

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

Обзор, который, как ожидается, охватит практически все красные сверхгиганты Магелланова Облака [33], обнаружил около дюжины звезд M-класса M v −7 и ярче, примерно в четверть миллиона раз ярче Солнца и примерно в 1000 раз превышающих радиус Солнца. Солнце вверх.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Хенни JGLM Ламерс; Джозеф П. Кассинелли (17 июня 1999 г.). Введение в звездные ветры. Издательство Кембриджского университета. стр. 53–. ISBN 978-0-521-59565-0. Проверено 31 августа 2012 г.
  2. ^ Гейслер, Д. (1984). «Классификация светимости по системе Вашингтона». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 96 : 723. Бибкод : 1984PASP...96..723G. дои : 10.1086/131411 .
  3. ^ Морган, WW; Кинан, ПК (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 :29–50. Бибкод : 1973ARA&A..11...29M. дои : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  4. ^ Перси, младший; Жолдос, Э. (1992). «Фотометрия желтых полуправильных переменных - HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)». Астрономия и астрофизика . 263 : 123. Бибкод : 1992A&A...263..123P.
  5. ^ Ахмад, Л.; Ламерс, HJGLM; Ньювенхейзен, Х.; Ван Гендерен, AM (1992). «Фотометрическое исследование гипергиганта G0-4 Ia(+) HD 96918 (V382 Киля)». Астрономия и астрофизика . 259 : 600. Бибкод : 1992A&A...259..600A.
  6. ^ Де Ягер, Корнелис (1998). «Жёлтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Бибкод : 1998A&ARv...8..145D. дои : 10.1007/s001590050009. S2CID  189936279.
  7. ^ Чжан, Б.; Рид, MJ; Ментен, КМ; Чжэн, XW (2012). «РАСТОЯНИЕ И КИНЕМАТИКА КРАСНОГО ГИПЕРГИАНТА VY CMa: ОЧЕНЬ ДЛИННАЯ БАЗОВАЯ МАССИВА И ОЧЕНЬ БОЛЬШАЯ АСТРОМЕТРИЯ». Астрофизический журнал . 744 (1): 23. Бибкод : 2012ApJ...744...23Z. дои : 10.1088/0004-637X/744/1/23 .
  8. ^ Чжан, Б.; Рид, MJ; Ментен, КМ; Чжэн, XW; Брунталер, А. (2012). «Расстояние и размер красного гипергиганта NML Лебедя по данным астрометрии VLBA и VLA». Астрономия и астрофизика . 544 : А42. arXiv : 1207.1850 . Бибкод : 2012A&A...544A..42Z. дои : 10.1051/0004-6361/201219587. S2CID  55509287.
  9. ^ abcde Levesque, Эмили М .; Мэсси, Филип; Олсен, КАГ; Плез, Бертран; Жослен, Эрик; Медер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Эффективная температурная шкала галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Бибкод : 2005ApJ...628..973L. дои : 10.1086/430901. S2CID  15109583.
  10. ^ аб Хельмель, Г.; Гордон, М.; Хамфрис, Р.; Джонс, Т. (2020). «Изучение истории потери массы красных сверхгигантов». Тезисы докладов о заседании Американского астрономического общества № 235 . 235 (3): 145. arXiv : 2008.01108 . Бибкод : 2020AAS...23511026H. дои : 10.3847/1538-3881/abab15 .
  11. ^ Смит, Натан; Хамфрис, Роберта М.; Дэвидсон, Крис; Герц, Роберт Д.; Шустер, Монтана; Крауттер, Иоахим (2001). «Асимметричная туманность, окружающая крайний красный сверхгигант Vy Canis Majoris». Астрономический журнал . 121 (2): 1111–1125. Бибкод : 2001AJ....121.1111S. дои : 10.1086/318748 .
  12. ^ abcde Экстрем, С.; Георгий, К.; Эггенбергер, П.; Мейне, Г.; Моулави, Н.; Виттенбах, А.; Гранада, А.; Декрессин, Т.; Хирши, Р.; Фришкнехт, У.; Шарбоннель, К.; Медер, А. (2012). «Сетки звездных моделей с вращением. I. Модели от 0,8 до 120 M⊙ при солнечной металличности (Z = 0,014)». Астрономия и астрофизика . 537 : А146. arXiv : 1110.5049 . Бибкод : 2012A&A...537A.146E. дои : 10.1051/0004-6361/201117751. S2CID  85458919.
  13. ^ Поцелуй, LL; Сабо, генеральный менеджер; Постельное белье, ТР (2006). «Изменчивость красных звезд-сверхгигантов: пульсации, длинные вторичные периоды и конвекционный шум». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 372 (4): 1721–1734. arXiv : astro-ph/0608438 . Бибкод : 2006MNRAS.372.1721K. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x . S2CID  5203133.
  14. ^ Шварцшильд, Мартин (1975). «О масштабах фотосферной конвекции у красных гигантов и сверхгигантов». Астрофизический журнал . 195 : 137–144. Бибкод : 1975ApJ...195..137S. дои : 10.1086/153313 .
  15. ^ Уайт, Нью-Мексико; Винг, РФ (1978). «Фотоэлектрическая двумерная спектральная классификация М-сверхгигантов». Астрофизический журнал . 222 : 209. Бибкод : 1978ApJ...222..209W. дои : 10.1086/156136 .
  16. ^ Фок, Томас КТ; Накашима, Дзюн-Ичи; Юнг, Боско Гонконг; Ся, Чи-Хао; Дегучи, Сюдзи (2012). «Мазерные наблюдения Вестерлунда 1 и комплексные соображения о мазерных свойствах красных сверхгигантов, связанных с массивными скоплениями». Астрофизический журнал . 760 (1): 65. arXiv : 1209.6427 . Бибкод : 2012ApJ...760...65F. дои : 10.1088/0004-637X/760/1/65. S2CID  53393926.
  17. ^ Ричардс, AMS; Йейтс, Дж. А.; Коэн, Р.Дж. (1999). «Мазерное картирование мелкомасштабной структуры околозвездной оболочки Южной Персеи». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 306 (4): 954–974. Бибкод : 1999MNRAS.306..954R. дои : 10.1046/j.1365-8711.1999.02606.x .
  18. ^ Кусуно, К.; Асаки, Ю.; Имаи, Х.; Ояма, Т. (2013). «Измерение расстояния и собственного движения красного сверхгиганта Pz Cas с помощью интерферометрии с очень длинной базой H2O мазерной астрометрии». Астрофизический журнал . 774 (2): 107. arXiv : 1308.3580 . Бибкод : 2013ApJ...774..107K. дои : 10.1088/0004-637X/774/2/107. S2CID  118867155.
  19. ^ Верхейен, Л.; Мессинео, М.; Ментен, К.М. (2012). «Мазерное излучение SiO от красных сверхгигантов по всей Галактике. I. Цели в массивных звездных скоплениях». Астрономия и астрофизика . 541 : А36. arXiv : 1203.4727 . Бибкод : 2012A&A...541A..36В. дои : 10.1051/0004-6361/201118265. S2CID  55630819.
  20. ^ Георгий, К. (2012). «Желтые сверхгиганты как прародители сверхновых: признак сильной потери массы красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика . 538 : Л8. arXiv : 1111.7003 . Бибкод : 2012A&A...538L...8G. дои : 10.1051/0004-6361/201118372. S2CID  55001976.
  21. ^ abc Мейне, Г.; Шомьен, В.; Экстрем, С.; Георгий, К.; Гранада, А.; Гро, Дж.; Медер, А.; Эггенбергер, П.; Левеск, Э.; Мэсси, П. (2015). «Влияние потери массы на эволюцию и свойства красных сверхновых перед сверхновыми». Астрономия и астрофизика . 575 : А60. arXiv : 1410.8721 . Бибкод : 2015A&A...575A..60M. дои : 10.1051/0004-6361/201424671. S2CID  38736311.
  22. ^ Ван Лун, Дж. Т.; Чиони, М.-РЛ; Зийлстра, А.А.; Лу, К. (2005). «Эмпирическая формула для скорости потери массы окутанных пылью красных сверхгигантов и богатых кислородом звезд асимптотической ветви гигантов». Астрономия и астрофизика . 438 (1): 273–289. arXiv : Astro-ph/0504379 . Бибкод : 2005A&A...438..273В. дои : 10.1051/0004-6361:20042555. S2CID  16724272.
  23. ^ Гроенвеген, MAT; Слоан, GC; Сошинский, И.; Петерсен, Э.А. (2009). «Светимость и скорость потери массы звезд SMC и LMC AGB и красных сверхгигантов». Астрономия и астрофизика . 506 (3): 1277–1296. arXiv : 0908.3087 . Бибкод : 2009A&A...506.1277G. дои : 10.1051/0004-6361/200912678. S2CID  14560155.
  24. ^ аб Поеларендс, AJT; Хервиг, Ф.; Лангер, Н.; Хегер, А. (2008). «Канал Supernova звезд Super-AGB». Астрофизический журнал . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Бибкод : 2008ApJ...675..614P. дои : 10.1086/520872. S2CID  18334243.
  25. ^ Фрейзер, М.; Маунд, младший; Смартт, С.Дж.; Котак, Р.; Лоуренс, А.; Брюс, А.; Валенти, С.; Юань, Ф.; Бенетти, С.; Чен, Т.-В.; Гал-Ям, А.; Инсерра, К.; Янг, ДР (2013). «О прародителе Type IIP SN 2013ej в M74». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 439 : L56–L60. arXiv : 1309.4268 . Бибкод : 2014MNRAS.439L..56F. дои : 10.1093/mnrasl/slt179 . S2CID  53415703.
  26. ^ Аб Хегер, А.; Лангер, Н.; Вусли, SE (2000). «Эволюция предсверхновой вращающихся массивных звезд. I. Численный метод и эволюция внутренней структуры звезды». Астрофизический журнал . 528 (1): 368–396. arXiv : astro-ph/9904132 . Бибкод : 2000ApJ...528..368H. дои : 10.1086/308158. S2CID  3369610.
  27. ^ Вусли, SE; Хегер, А.; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Бибкод : 2002RvMP...74.1015W. doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015. S2CID  55932331.
  28. ^ Слесник, Кэтрин Л.; Хилленбранд, Линн А.; Мэсси, Филип (2002). «История звездообразования и функция масс двойного скопления h и χ Персея». Астрофизический журнал . 576 (2): 880–893. arXiv : astro-ph/0205130 . Бибкод : 2002ApJ...576..880S. дои : 10.1086/341865. S2CID  11463246.
  29. ^ Карон, Женевьева; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Сен-Луи, Николь; Уэйд, Грегг А.; Лестер, Джон Б. (2003). «Отсутствие голубых сверхгигантов в NGC 7419, галактическом открытом скоплении, богатом красными сверхгигантами, с быстро вращающимися звездами». Астрономический журнал . 126 (3): 1415–1422. Бибкод : 2003AJ....126.1415C. дои : 10.1086/377314 .
  30. ^ Негеруэла, И.; Марко, А.; Гонсалес-Фернандес, К.; Хименес-Эстебан, Ф.; Кларк, Дж. С.; Гарсия, М.; Солано, Э. (2012). «Красные сверхгиганты вокруг скрытого рассеянного скопления Стивенсон-2». Астрономия и астрофизика . 547 : А15. arXiv : 1208.3282 . Бибкод : 2012A&A...547A..15N. дои : 10.1051/0004-6361/201219540. S2CID  53662263.
  31. ^ Дэвис, Бен; де ла Фуэнте, Диего; Нахарро, Франциско; Хинтон, Джим А.; Тромбли, Кристина; Файгер, Дональд Ф.; Пуга, Елена (2012). «Недавно открытое молодое массивное звездное скопление на дальнем конце галактического бара». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 419 (3): 1860–1870. arXiv : 1111.2630 . Бибкод : 2012MNRAS.419.1860D. дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.19840.x . S2CID  59405479.
  32. ^ Галактика v23n06 (1965 08).
  33. ^ Левеск, EM; Мэсси, П.; Олсен, КАГ; Плез, Б.; Мейне, Г.; Медер, А. (2006). «Эффективные температуры и физические свойства красных сверхгигантов Магелланова облака: эффекты металличности». Астрофизический журнал . 645 (2): 1102–1117. arXiv : astro-ph/0603596 . Бибкод : 2006ApJ...645.1102L. дои : 10.1086/504417. S2CID  5150686.

дальнейшее чтение

Внешние ссылки