stringtranslate.com

Гипергигант

Гипергигант ( класс светимости 0 или Ia + ) — очень редкий тип звезд , которые имеют чрезвычайно высокую светимость , массу, размер и потерю массы из-за своих экстремальных звездных ветров . Термин гипергигант определяется как класс светимости 0 (ноль) в системе MKK . Однако это редко встречается в литературе или в опубликованных спектральных классификациях, за исключением определенных 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 как сверхновых . Известными примерами гипергигантов являются Звезда Пистолет , голубой гипергигант, расположенный недалеко от Галактического центра и одна из самых ярких известных звезд ; Ро Кассиопеи , желтый гипергигант, один из самых ярких для невооруженного глаза; и Мю Цефея ( «Гранатовая звезда» Гершеля), одна из самых больших и ярких известных звезд.

Происхождение и определение

В 1956 году астрономы Фист и Теккерей использовали термин «сверхсверхгигант» (позже измененный на «гипергигант») для звезд с абсолютной величиной ярче M V = −7 ( M Bol будет больше для очень холодных и очень горячих звезд, например, по крайней мере −9,7 для гипергиганта B0). В 1971 году Кинан предположил, что этот термин будет использоваться только для сверхгигантов, показывающих по крайней мере один широкий компонент излучения в Hα , что указывает на протяженную звездную атмосферу или относительно большую скорость потери массы. Критерий Кинана является наиболее часто используемым учеными сегодня; [1] следовательно, сверхгигантская звезда может иметь более высокую светимость, чем гипергигант того же спектрального класса.

Гипергиганты, как ожидается, будут иметь характерное расширение и смещение в красную область спектра, что создаст отличительную спектральную форму, известную как профиль P Cygni . Использование линий излучения водорода не помогает определить самые холодные гипергиганты, и они в основном классифицируются по светимости, поскольку потеря массы практически неизбежна для этого класса. [ необходима цитата ]

Формирование

Сравнение (слева направо) Звезды Пистолет , Ро Кассиопеи , Бетельгейзе и VY Большого Пса , наложенных на контур Солнечной системы. Синее 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 свою светимость, становясь голубыми сверхгигантами. Они остывают и увеличиваются примерно при постоянной светимости, становясь красным сверхгигантом, затем сжимаются и увеличивают температуру по мере того, как внешние слои сдуваются. Они могут «отскакивать» назад и вперед, выполняя одну или несколько «голубых петель», все еще при довольно постоянной светимости, пока не взорвутся как сверхновая или полностью не сбросят свои внешние слои, став звездой Вольфа–Райе . Звезды с начальной массой выше примерно 40  M ☉ просто слишком ярки, чтобы развить стабильную протяженную атмосферу, и поэтому они никогда не остывают достаточно, чтобы стать красными сверхгигантами. Самые 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 эволюционировавшими пост-красными сверхгигантскими звездами, которые потеряли значительную часть своей первоначальной массы, и эти объекты нельзя отличить просто на основе их светимости и температуры. Звезды с большой массой и высокой долей оставшегося водорода более стабильны, в то время как более старые звезды с меньшей массой и большей долей тяжелых элементов имеют менее стабильные атмосферы из-за повышенного давления излучения и сниженного гравитационного притяжения. Считается, что это гипергиганты, близкие к пределу Эддингтона и быстро теряющие массу.

Считается, что желтые гипергиганты в основном являются пост-красными сверхгигантскими звездами, которые уже потеряли большую часть своих атмосфер и водорода. Известно несколько более стабильных желтых сверхгигантов с большой массой и примерно такой же светимостью, и считается, что они эволюционируют в сторону фазы красного сверхгиганта, но они редки, поскольку ожидается, что это будет быстрый переход. Поскольку желтые гипергиганты являются пост-красными сверхгигантскими звездами, существует довольно жесткий верхний предел их светимости около 500 000–750 000  L ☉ , но голубые гипергиганты могут быть гораздо более яркими, иногда несколько миллионов L ☉ .

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

Стабильность

Большая туманность в Карине, окружающая Эта Карина

Поскольку светимость звезд сильно увеличивается с массой, светимость гипергигантов часто лежит очень близко к пределу Эддингтона , который является светимостью, 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 поднять фотосферу. Выше предела Эддингтона звезда будет генерировать так много излучения, что части ее внешних слоев будут выброшены в массивных выбросах; это фактически ограничит звезду от сияния с более высокой светимостью в течение более длительных периодов.

Хорошим кандидатом на роль носителя ветра, управляемого континуумом, является Эта Карина , одна из самых массивных звезд, когда-либо наблюдавшихся. С предполагаемой массой около 130 солнечных масс и светимостью в четыре миллиона раз больше, чем у Солнца , астрофизики предполагают, что Эта Карина может иногда превышать предел Эддингтона . [4] В последний раз это могла быть серия вспышек, наблюдавшихся в 1840–1860 годах, достигающая скорости потери массы, намного превышающей наше нынешнее понимание того, что допускают звездные ветры. [5]

В отличие от звездных ветров , возбуждаемых линиями (то есть, возбуждаемых поглощением света от звезды в огромном количестве узких спектральных линий ), континуальное движение не требует присутствия «металлических» атомов  — атомов, отличных от водорода и гелия , которые имеют мало таких линий — в фотосфере . Это важно, поскольку большинство массивных звезд также очень бедны металлами, что означает, что эффект должен работать независимо от металличности . В той же самой линии рассуждений континуальное движение может также способствовать верхнему пределу массы даже для первого поколения звезд сразу после Большого взрыва , которое вообще не содержало никаких металлов.

Другая теория, объясняющая массивные выбросы, например, Эты Киля, — это идея глубоко расположенного гидродинамического взрыва, отрывающего части внешних слоев звезды. Идея заключается 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 не была достаточно изучена, и неизвестно, может ли это действительно произойти. [6]

Другая теория, связанная с гипергигантскими звездами, 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 была бы значительно холоднее, чем более глубокая поверхность под движущимся наружу плотным ветром. Это было выдвинуто для объяснения «отсутствующих» LBV промежуточной светимости и присутствия желтых гипергигантов примерно той же светимости и более низких температур. Желтые гипергиганты на самом деле являются LBV, сформировавшими псевдофотосферу и, таким образом, по-видимому, имеющими более низкую температуру. [7]

Отношения с Ofpe, WNL, LBV и другими сверхгигантскими звездами

Гипергиганты — это эволюционировавшие, высокояркие, массивные звезды, которые встречаются в тех же или похожих областях диаграммы Герцшпрунга-Рассела , что и некоторые звезды с разными классификациями. 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 много областей согласия. Тем не менее, есть некоторые различия, которые не обязательно полезны для установления связей между разными типами звезд. [ необходима цитата ]

Хотя большинство сверхгигантов менее светят, чем гипергиганты с похожей температурой, некоторые из них попадают в тот же диапазон светимости. [10] Обычные сверхгиганты по сравнению с гипергигантами часто не имеют сильных выбросов водорода, чьи расширенные спектральные линии указывают на значительную потерю массы. Эволюционировавшие сверхгиганты с меньшей массой не возвращаются из фазы красного сверхгиганта, либо взрываясь как сверхновые, либо оставляя после себя белый карлик. [ необходима цитата ]

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

Яркие голубые переменные — это класс очень ярких горячих звезд, которые демонстрируют характерные спектральные изменения. Они часто находятся в «спокойной» зоне, где более горячие звезды, как правило, более яркие, но периодически подвергаются крупным поверхностным извержениям и перемещаются в узкую зону, где звезды всех светимостей имеют примерно одинаковую температуру, около 8000 К (13940 °F; 7730 °C). [11] Эта «активная» зона находится вблизи горячего края нестабильной «пустоты», где находятся желтые гипергиганты , с некоторым перекрытием. Неясно, удается ли желтым гипергигантам когда-либо преодолеть нестабильную пустоту, чтобы стать LBV или взорваться как сверхновая. [12] [13]

Голубые гипергиганты находятся в тех же частях диаграммы HR, что и LBV, но не обязательно показывают вариации LBV. Некоторые, но не все LBV показывают характеристики спектров гипергигантов, по крайней мере, некоторое время, [14] [15] но многие авторы исключили бы все LBV из класса гипергигантов и рассматривали бы их отдельно. [16] Голубые гипергиганты, которые не показывают характеристики LBV, могут быть предшественниками LBV, или наоборот, или и тем, и другим. [17] LBV с меньшей массой могут быть переходной стадией к холодным гипергигантам или от них или являются другим типом объектов. [17] [18]

Звезды Вольфа–Райе — чрезвычайно горячие звезды, которые потеряли большую часть или все свои внешние слои. WNL — это термин, используемый для звезд Вольфа–Райе поздней стадии (т. е. более холодных) со спектрами, в которых преобладает азот. Хотя обычно считается, что это стадия, достигаемая звездами-гипергигантами после достаточной потери массы, возможно, что небольшая группа богатых водородом звезд WNL на самом деле является прародителями голубых гипергигантов или LBV. Это тесно связанные 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 гипергигантами или LBV. Спокойные LBV наблюдались с помощью спектров WNL, и видимые звезды Ofpe/WNL изменились, чтобы показать спектры голубых гипергигантов. Высокие скорости вращения заставляют массивные звезды быстро сбрасывать свои атмосферы и предотвращают переход от главной последовательности к сверхгиганту, поэтому они напрямую становятся звездами Вольфа–Райе. Звезды Вольфа-Райе, косые звезды, холодные косые звезды (они же WN10/11), звезды Ofpe, Of + и Of * не считаются гипергигантами. Хотя они светятся и часто имеют сильные эмиссионные линии, у них есть свои собственные характерные спектры. [19]

Известные гипергиганты

Изображение окрестностей VY Большого Пса, полученное с помощью Очень Большого Телескопа

Гипергиганты трудно изучать из-за их редкости. Многие гипергиганты имеют сильно изменчивые спектры, но здесь они сгруппированы в широкие спектральные классы.

Яркие синие переменные

Некоторые яркие голубые переменные звезды классифицируются как гипергиганты, по крайней мере, в течение части своего цикла изменений:

Голубые гипергиганты

Гипергигантская звезда и ее протоплидный протопланетный диск в сравнении с размерами Солнечной системы

Обычно класс B, иногда поздний O или ранний A:


В регионе Галактического Центра: [30]

В Вестерлунде 1 : [31]

Желтые гипергиганты

Поле, окружающее желтую гипергигантскую звезду HR 5171

Желтые гипергиганты обычно имеют спектры от позднего A до раннего K. Однако гипергиганты типа A также могут называться белыми гипергигантами. [13]

В Вестерлунде 1 : [31]

В Галактике Треугольника :

В галактике Секстанс :

В галактике/шаровом скоплении LS1:

Плюс по крайней мере два вероятных холодных гипергиганта в недавно обнаруженных скоплениях красных сверхгигантов Щита: F15 и, возможно, F13 в RSGC1 и Star 49 в RSGC2 .

Красные гипергиганты

Сравнение размеров диаметра Солнца и VY Canis Majoris , гипергиганта, который является одной из крупнейших известных звезд (возможно, самой большой в Млечном Пути ).

Спектры типов от K до M, самые большие известные звезды по радиусу. Классы светимости гипергигантов редко применяются к красным сверхгигантам, хотя термин красный гипергигант иногда применяется к наиболее протяженным и нестабильным красным сверхгигантам с радиусами порядка 1000–2000  R ☉ .

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Некоторые авторы считают Cygnus OB2-12 LBV из-за его чрезвычайной светимости, хотя он и не демонстрирует характерной переменности.
  2. ↑ Ярчайшая звезда ассоциации OB Скорпиона OB1 и кандидат LBV . [25]
  3. ^ Возможно, это просто более близкая звезда после AGB. [37]

Ссылки

  1. ^ de Jager, C. (1998). «Желтые гипергиганты». The Astronomy and Astrophysics Review . 8 (3): 145–180. Bibcode : 1998A&ARv...8..145D. doi : 10.1007/s001590050009. S2CID  189936279.
  2. ^ Сирил Джорджи; Сильвия Экстрём; Жорж Мейне; Филип Мэсси; Левек; Рафаэль Хирши; Патрик Эггенбергер; Андре Медер (2012). "Сетки звездных моделей с вращением II. Популяции WR и предшественники сверхновых/GRB при Z = 0,014". Астрономия и астрофизика . 542 : A29. arXiv : 1203.5243 . Bibcode :2012A&A...542A..29G. doi :10.1051/0004-6361/201118340. S2CID  119226014.
  3. ^ Бротт, И.; Эванс, К.Дж.; Хантер, И.; Де Котер, А.; Лангер, Н.; Дафтон, ПЛ; Кантиелло, М.; Трандл, К.; Леннон, DJ; Де Минк, С.Е.; Юн, С.-К.; Андерс, П. (2011). "Вращающиеся массивные звезды главной последовательности". Астрономия и астрофизика . 530 : A116. arXiv : 1102.0766 . Bibcode : 2011A&A...530A.116B. doi : 10.1051/0004-6361/201016114. S2CID  55534197.
  4. ^ Owocki, SP; Van Marle, Allard Jan (2007). «Яркие голубые переменные и потеря массы вблизи предела Эддингтона». Труды Международного астрономического союза . 3 : 71–83. arXiv : 0801.2519 . Bibcode : 2008IAUS..250...71O. doi : 10.1017/S1743921308020358. S2CID  15032961.
  5. ^ Owocki, SP; Gayley, KG; Shaviv, NJ (2004). "Формализм пористости-длины для ограниченной потери массы звезд, утомляющих фотоны, выше предела Эддингтона". The Astrophysical Journal . 616 (1): 525–541. arXiv : astro-ph/0409573 . Bibcode :2004ApJ...616..525O. doi :10.1086/424910. S2CID  2331658.
  6. ^ Смит, Н.; Овоцки, СП (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд и звезд населения III». The Astrophysical Journal . 645 (1): L45–L48. arXiv : astro-ph/0606174 . Bibcode :2006ApJ...645L..45S. doi :10.1086/506523. S2CID  15424181.
  7. ^ ab Vink, JS (2012). "Eta Carinae и яркие голубые переменные". Eta Carinae и самозванцы сверхновые . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 384. С. 221–247. arXiv : 0905.3338 . Bibcode :2012ASSL..384..221V. doi :10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN 978-1-4614-2274-7. S2CID  17983157.
  8. ^ Лангер, Норберт; Хегер, Александр; Гарсия-Сегура, Гильермо (1998). "Массивные звезды: эволюция внутренней и околозвездной структуры до образования сверхновой". Обзоры современной астрономии . 11 : 57. Bibcode : 1998RvMA...11...57L.
  9. ^ Стозерс, Н.; Чин, К.-В. (1996). «Эволюция массивных звезд в яркие голубые переменные и звезды Вольфа-Райе для диапазона металличности». The Astrophysical Journal . 468 : 842–850. Bibcode : 1996ApJ...468..842S. doi : 10.1086/177740 .
  10. ^ Де Ягер, Корнелис (1998). «Желтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Bibcode : 1998A&ARv...8..145D. doi : 10.1007/s001590050009. S2CID  189936279.
  11. ^ Винк, Йорик С. (2012). «Эта Карины и яркие голубые переменные». Эта Карины и самозванцы сверхновые . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 384. С. 221–247. arXiv : 0905.3338 . Bibcode :2012ASSL..384..221V. CiteSeerX 10.1.1.250.4184 . doi :10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN  978-1-4614-2274-7. S2CID  17983157.
  12. ^ Стозерс, Р. Б.; Чин, К. В. (2001). «Желтые гипергиганты как динамически нестабильные пост-красные сверхгигантские звезды». The Astrophysical Journal . 560 (2): 934. Bibcode :2001ApJ...560..934S. doi : 10.1086/322438 . hdl : 2060/20010083764 .
  13. ^ ab Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три эволюционно критических гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163–176. Bibcode : 2000A&A...353..163N.
  14. ^ Кларк, Дж. С.; Кастро, Н.; Гарсия, М.; Эрреро, А.; Нахарро, Ф.; Негуэруэла, И.; Ритчи, Б. В.; Смит, КТ (2012). «О природе кандидатов в светящиеся синие переменные в M 33». Астрономия и астрофизика . 541 : A146. arXiv : 1202.4409 . Bibcode : 2012A&A...541A.146C. doi : 10.1051/0004-6361/201118440. S2CID  17900583.
  15. ^ Robberto, M.; Herbst, TM (1998). «Теплая пыль вокруг голубых гипергигантов: среднеинфракрасные изображения яркой голубой переменной HD 168625». The Astrophysical Journal . 498 (1): 400–412. Bibcode : 1998ApJ...498..400R. doi : 10.1086/305519 .
  16. ^ Хамфрис, Роберта М.; Вайс, Керстин; Дэвидсон, Крис; Боманс, DJ; Бургграф, Биргитта (2014). "Яркие и переменные звезды в M31 и M33. II. Яркие голубые переменные, кандидаты в LBV, звезды с эмиссионными линиями Fe II и другие сверхгиганты". The Astrophysical Journal . 790 (1): 48. arXiv : 1407.2259 . Bibcode : 2014ApJ...790...48H. doi : 10.1088/0004-637X/790/1/48. S2CID  119177378.
  17. ^ ab Groh, Jose; Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). "Эволюция массивных звезд и их спектры I. Невращающаяся звезда 60 Msun от нулевой главной последовательности до стадии, предшествующей сверхновой". Astronomy & Astrophysics . 564 : A30. arXiv : 1401.7322 . Bibcode :2014A&A...564A..30G. doi :10.1051/0004-6361/201322573. S2CID  118870118.
  18. ^ Грох, Дж. Х.; Мейнет, Г.; Экстрём, С. (2013). «Эволюция массивных звезд: яркие голубые переменные как неожиданные предшественники сверхновых». Астрономия и астрофизика . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Bibcode : 2013A&A...550L...7G. doi : 10.1051/0004-6361/201220741. S2CID  119227339.
  19. ^ Бьянки, Лучиана; Болин, Ральф; Мэсси, Филипп (2004). «Звезды Ofpe/WN9 в M33». The Astrophysical Journal . 601 (1): 228–241. arXiv : astro-ph/0310187 . Bibcode : 2004ApJ...601..228B. doi : 10.1086/380485. S2CID  119371998.
  20. ^ abcdefg Самуса, 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, А.М. (1998). «Цикличности в изменениях блеска голубых переменных звезд Люминзус II. R40 развивает фазу S Doradus». Астрономия и астрофизика . 333 : 565. Bibcode : 1998A&A...333..565S.
  22. ^ Ван Гендерен, AM; Стеркен, C. (1999). "Изменения блеска массивных звезд (альфа-переменные 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. Bibcode : 1999A&A...349..537V.
  23. ^ abcdefghijklmnopqrs Skiff, BA (2014). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009-2016)". VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Первоначально опубликовано в: Lowell Observatory (октябрь 2014 г.) . 1 : B/mk. Bibcode :2014yCat....1.2023S.
  24. ^ Маиз Апелланис, Дж.; Негеруэла, И. (30 июля 2024 г.). «Барба-2: новое галактическое звездное скопление, богатое сверхгигантами». arXiv : 2407.20812v2 [astro-ph.GA].
  25. ^ abcdefgh Кларк, JS; Нахарро, F.; Негуэруэла, I.; Ричи, BW; Урбанеха, MA; Ховарт, ID (2012). «О природе галактических ранних гипергигантов B». Астрономия и астрофизика . 541 : A145. arXiv : 1202.3991 . Bibcode : 2012A&A...541A.145C. doi : 10.1051/0004-6361/201117472. S2CID  11978733.
  26. ^ abcd Кэтрин Ф. Нойджент; Филип Мэсси; Брайан Скифф; Жорж Мейне (апрель 2012 г.). "Желтые и красные сверхгиганты в Магеллановых облаках". Astrophysical Journal . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Bibcode :2012ApJ...749..177N. doi :10.1088/0004-637X/749/2/177. S2CID  119180846.
  27. ^ 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.
  28. ^ Вольф, Б.; Кауфер, А.; Ривиниус, Т.; Шталь, О.; Шейферт, Т.; Туббезинг, С.; Шмид, Х.М. (2000). "Спектроскопический мониторинг ярких горячих звезд Магеллановых облаков". Тепловые и ионизационные аспекты потоков от горячих звезд . 204 : 43. Bibcode :2000ASPC..204...43W.
  29. ^ Мирошниченко, АС; Ченцов, ЕЛ; Клочкова, ВГ (2000). "AS314: Пыльный гипергигант класса А" (PDF) . Серия приложений к астрономии и астрофизике . 144 (3): 379. Bibcode :2000A&AS..144..379M. doi : 10.1051/aas:2000216 .
  30. ^ Столовы, SR; Котера, A.; Донг, H.; Моррис, MR; Ван, QD; Столовы, SR; Ланг, C. (2010). «Изолированные звезды Вольфа-Райе и сверхгиганты O в регионе Галактического центра, идентифицированные с помощью избытка Пашена-a». The Astrophysical Journal . 725 (1): 188–199. arXiv : 1009.2769 . Bibcode :2010ApJ...725..188M. doi :10.1088/0004-637X/725/1/188. S2CID  20968628.
  31. ^ ab Clark, JS; Negueruela, I.; Crowther, PA; Goodwin, SP (2005). "О массивном звездном населении суперзвездного скопления Westerlund 1". Astronomy and Astrophysics . 434 (3): 949. arXiv : astro-ph/0504342 . Bibcode : 2005A&A...434..949C. doi : 10.1051/0004-6361:20042413. S2CID  119042919.
  32. ^ Лагадек, Э.; Зийлстра, А.А.; Оудмайер, РД; Верхолст, Т.; Кокс, Нью-Джерси; Щерба, Р.; Мекарния, Д.; Ван Винкель, Х. (2011). «Двойная отделившаяся оболочка вокруг посткрасного 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.
  33. ^ Кларк, Дж. С.; Негеруэла, И.; Гонсалес-Фернандес, К. (2013). «IRAS 18357-0604 — аналог галактического жёлтого гипергиганта IRC +10420?». Астрономия и астрофизика . 561 : A15. arXiv : 1311.3956 . Bibcode : 2014A&A...561A..15C. doi : 10.1051/0004-6361/201322772. S2CID  53372226.
  34. ^ 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.
  35. ^ 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.
  36. ^ Шустер, MT; Хамфрис, RM ; Маренго, M. (2006). «Окружающая среда околозвездного пространства NML Лебедя и холодных гипергигантов». The Astronomical Journal . 131 (1): 603–611. arXiv : astro-ph/0510010 . Bibcode : 2006AJ....131..603S. doi : 10.1086/498395. S2CID  16723190.
  37. ^ Jura, M.; Velusamy, T.; Werner, MW (2001). «Что дальше для вероятной предсверхновой HD 179821?». The Astrophysical Journal . 556 (1): 408. arXiv : astro-ph/0103282 . Bibcode : 2001ApJ...556..408J. doi : 10.1086/321553. S2CID  18053762.
  38. ^ Бритавский, Н.Э.; 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.
  39. ^ 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). "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 .
  40. ^ Кинан, Филип К. (1942-05-01). "Светимости переменных звезд М-типа малого диапазона". The Astrophysical Journal . 95 : 461. Bibcode :1942ApJ....95..461K. doi :10.1086/144418. ISSN  0004-637X.
  41. ^ abc Zhang, B.; Reid, MJ; Menten, KM; Zheng, XW; Brunthaler, A. (2012). "Расстояние и размер красного гипергиганта NML Cygni по данным астрометрии VLBA и VLA" (PDF) . Astronomy & Astrophysics . 544 : A42. arXiv : 1207.1850 . Bibcode :2012A&A...544A..42Z. doi :10.1051/0004-6361/201219587. S2CID  55509287.
  42. ^ Чжан, Б.; Рейд, М. Дж.; Ментен, К. М.; Чжэн, X. В. (январь 2012 г.). «Расстояние и кинематика красного гипергиганта VY CMa: астрометрия VLBA и VLA». The Astrophysical Journal . 744 (1): 23. arXiv : 1109.3036 . Bibcode :2012ApJ...744...23Z. doi :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 HIFISTARS Herschel / HIFI за VY Canis Majoris». Астрономия и астрофизика . 559 : А93. arXiv : 1310.2400v1 . дои : 10.1051/0004-6361/201321683.
  44. ^ ab Stickland, DJ (1985). "Наблюдения IRAS за холодными галактическими гипергигантами". Обсерватория . 105 : 229. Bibcode : 1985Obs...105..229S.
  45. ^ Mauron, N.; Josselin, E. (2011). «Скорости потери массы красными сверхгигантами и предписание де Ягера». Астрономия и астрофизика . 526 : A156. arXiv : 1010.5369 . Bibcode : 2011A&A...526A.156M. doi : 10.1051/0004-6361/201013993. S2CID  119276502.
  46. ^ Табернеро, Х. М.; Дорда, Р.; Негуэруэла, И.; Марфил, Э. (февраль 2021 г.). «Природа VX Стрельца: является ли она звездой TŻO, RSG или массивной AGB?». Астрономия и астрофизика . 646 : 13. arXiv : 2011.09184 . Bibcode : 2021A&A...646A..98T. doi : 10.1051/0004-6361/202039236.