Прејди на содржината

Хиперџин

Од Википедија — слободната енциклопедија

Хиперџин (класа на осветленост 0 или Ia+) ― многу редок вид ѕвезда која има крајноо висока сјајност, маса, големина и загуба на маса поради нејзините крајни ѕвездени ветрови. Поимот хиперџин е дефиниран како класа на сјајност 0 (нула) во системот МКК. Сепак, ова ретко е гледано во книжевноста или во објавените спектрални класификации, освен за посебно добро дефинирани групи како што се жолтите хиперџинови, RSG (црвените суперџинови) или сините B(e) суперџинови со емисиони спектри. Почесто, хиперџиновите се класифицирани како Ia-0 или Ia+, но на црвените суперџинови ретко им се доделувани овие спектрални класификации. Астрономите се заинтересирани за овие ѕвезди бидејќи тие се однесуваат на разбирањето на ѕвездената еволуција, особено образувањето на ѕвездите, стабилноста и нивната очекувана смрт како супернови. Забележителни примери на хиперџинови се ѕвездата Пиштол, синиот хиперџин сместен блиску до Галактичкото Средиште и една од најсветлечките ѕвезди познати; Ро Касиопеја, жолт хиперџин кој е еден од најсветлите со голо око; и Ми Кефеј („Гарнатската ѕвезда“ на Хершел), една од најголемите и најсветлите ѕвезди познати.

Потекло и дефиниција

[уреди | уреди извор]

Во 1956 година, астрономите Фест и Такери го користеле поимот супер-суперџин (подоцна сменет во хиперџин) за ѕвезди со апсолутна величина посветла од MV = -7 ( МБол ќе биде поголем за многу ладни и многу жешки ѕвезди, на пример во најмалку -9,7 за B0 хиперџин). Во 1971 година, Кинан предложил дека поимот ќе биде користен само за суперџинови кои покажуваат барем една компонента со широка емисија во Hα, што укажува на проширена ѕвездена атмосфера или релативно голема стапка на загуба на маса. Кинановиот критериум е оној кој најчесто е користен од научниците денес;[1] оттука, можно е суперџин ѕвезда да има поголема сјајност од хиперџин од иста спектрална класа.

Очекувано е хиперџиновите да имаат одликувачко проширување и црвено поместување на нивните спектрални линии, создавајќи особен спектрален облик позната како профил на P Лебед. Употребата на линии за емисија на водород не е корисна за дефинирање на најладни хиперџинови, и тие во голема мера се класифицирани според сјајноста бидејќи загубата на маса е речиси неизбежна за класата.[се бара извор]

Образување

[уреди | уреди извор]
Споредба на (од лево кон десно) ѕвездата Пиштил, Ро Касиопеја, Бетелгез и VY Големо Куче надредени на преглед на Сончевиот Систем. Синиот полупрстен центриран во близина на левиот раб ја претставува орбитата на Нептун, најоддалечената планета на Сончевиот Систем.

Ѕвезди со почетна маса над околу 25 M☉ брзо се оддалечува од главната низа и малку ја зголемува сјајноста за да станат сини суперџинови. Тие се ладат и се зголемуваат со приближно постојана сјајност за да станат црвен суперџин, а потоа се собираат и се зголемуваат во температурата додека надворешните слоеви се издувани. Тие можат да „отскокнуваат“ наназад и нанапред извршувајќи една или повеќе „сини јамки“, сè уште со прилично стабилна сјајност, сè додека не експлодираат како супернова или целосно не ги отфрлат своите надворешни слоеви за да станат Волф-Рајеовата ѕвезда. Ѕвезди со почетна маса над околу 40 M☉ едноставно се премногу светли за да развијат стабилна продолжена атмосфера и затоа никогаш не се ладат доволно за да станат црвени суперџинови. Најмасивните ѕвезди, особено брзо вртежните ѕвезди со зголемена конвекција и мешање, може да ги прескокнат овие чекори и да се преселат директно во Волф-Рајеовата фаза.

Ова значи дека ѕвездите на врвот на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм каде што се наоѓаат хиперџинови може да се ново еволуирани од главната низа и сè уште со голема маса, или многу повеќе еволуирани послецрвени суперџинови кои изгубиле значителен дел од нивната почетна маса., и овие предмети не можат да се разликуваат едноставно врз основа на нивната сјајност и температура. Ѕвездите со голема маса со голем дел од преостанатиот водород се постабилни, додека постарите ѕвезди со помала маса и поголем дел од тешки елементи имаат помалку стабилна атмосфера поради зголемениот притисок на зрачење и намалената гравитациска привлечност. Се смета дека тоа се хиперџиновите, блиску до Едингтоновата граница и брзо губат маса.

Сметано е дека жолтите хиперџинови се воглавно послецрвени суперџинови ѕвезди кои веќе изгубиле поголем дел од својата атмосфера и водород. Неколку постабилни жолти суперџинови со голема маса со приближно иста сјајност се познати и е сметано дека еволуираат кон фазата на црвениот суперџин, но тие се ретки бидејќи е очекувано ова да биде брз преод. Бидејќи жолтите хиперџинови се послецрвени суперџинови ѕвезди, постои прилично тврда горна граница на нивната сјајност од околу 500,000–750,000 L☉, но сините хиперџинови можат да бидат многу посветли, понекогаш неколку милиони L☉.

Речиси сите хиперџинови покажуваат варијации во сјајноста со текот на времето поради нестабилности во нивната внатрешност, но тие се мали, освен за два различни региони на нестабилност каде што се наоѓаат сјајно сини променливи ѕвезди и жолти хиперџинови. Поради нивните високи маси, животниот век на хиперџинот е многу краток во астрономски временски размери: само неколку милиони години во споредба со околу 10. милијарди години за ѕвезди како Сонцето. Хиперџиновите се создаваат само во најголемите и најгустите области на образување ѕвезди и поради нивниот краток век, само мал број се познати и покрај нивната крајна сјајност што им овозможува да бидат идентификувани дури и во соседните галаксии. Времето поминато во некои фази како што се сјајно сини променливи може да биде кратко и неколку илјади години.[2][3]

Стабилност

[уреди | уреди извор]
Голема маглина во Кобилица, околу Ета Кобилица.

Како што сјајноста на ѕвездите значително се зголемува со масата, сјајноста на хиперџиновите често се наоѓа многу блиску до Едингтоновата граница, која е сјајноста со која притисокот на зрачењето што ја шири ѕвездата нанадвор е еднаков на силата на гравитацијата на ѕвездата што ја урива ѕвездата навнатре. Ова значи дека зрачниот флукс кој минува низ фотосферата на хиперџинот може да биде речиси доволно силен за да ја крене фотосферата. Над Едингтоновата граница, ѕвездата би створила толку многу зрачење што делови од нејзините надворешни слоеви би биле исфрлени во масивни изливи; ова ефикасно би ја ограничило ѕвездата да сјае со поголема сјајност на подолги периоди.

Добар кандидат за домаќин на ветар управуван од континуум е Ета Кобилица, една од најмасивните ѕвезди што некогаш биле забележани. Со проценета маса од околу 130 соларни маси и сјајност четири милиони пати поголема од онаа на Сонцето, астрофизичарите шпекулираат дека Ета Кобилица повремено може да ја надмине Едингтоновата граница.[4] Последниот пат можеби била низа изливи забележани во 1840-1860 година, достигнувајќи стапки на загуба на маса многу повисоки од нашето сегашно разбирање за тоа што би дозволиле ѕвездените ветрови.[5]

За разлика од ѕвездените ветрови управувани од линијата (т.е. оние водени од впивање на светлината од ѕвездата во огромен број тесни спектрални линии), постојаното водење не бара присуство на „метални“ атоми - атоми освен водород и хелиум, кои имаат малку такви линии - во фотосферата. Ова е важно, бидејќи повеќето масивни ѕвезди се исто така многу сиромашни со метал, што значи дека ефектот мора да работи независно од металичноста. Во истата линија на размислување, постојаното водење може да придонесе и за горната граница на масата дури и за првата генерација ѕвезди веднаш по Големата експлозија, која воопшто не содржела метали.

Друга теорија за објаснување на масивните изливи на, на пример, Ета Кобилица е идејата за длабоко сместена хидродинамичка експлозија, која минирала делови од надворешните слоеви на ѕвездата. Идејата е дека ѕвездата, дури и при осветленост под Едингтоновата граница, би имала недоволна топлинска конвекција во внатрешните слоеви, што ќе резултира со инверзија на густината што потенцијално ќе доведе до масивна експлозија. Теоријата, сепак, не е многу истражена и не е сигурно дали тоа навистина може да се случи.[6]

Друга теорија поврзана со хиперџиновите ѕвезди е потенцијалот да биде образувана псевдофотосфера, тоа е сферична оптички густа површина која всушност е образувана од ѕвездениот ветер наместо да биде вистинската површина на ѕвездата. Таквата псевдофотосфера би била значително поладна од подлабоката површина под густиот ветер што се движи нанадвор. Се претпоставува дека ова е причина за „недостасуваните“ сјајно сини променливи со средна осветленост и присуството на жолти хиперџинови при приближно иста сјајност и пониски температури. Жолтите хипергџинови се всушност сјајно сини променливи кои образувале псевдофотосфера и така очигледно имаат пониска температура.[7]

Врски со Офпе, WNL, сјајно сини променливи и други суперџинови ѕвезди

[уреди | уреди извор]

Хиперџиновите се еволуирани ѕвезди со висока сјајност и голема маса кои се појавуваат во исти или слични области на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм како и некои ѕвезди со различна класификација. Не е секогаш јасно дали различните класификации претставуваат ѕвезди со различни почетни услови, ѕвезди во различни фази на еволутивна патека или се само артефакт на нашите набљудувања. Астрофизичките модели кои ги објаснуваат феномените[8][9] покажуваат многу области на согласност. Сепак, постојат некои разлики кои не се нужно корисни за воспоставување односи помеѓу различни видови ѕвезди.

Иако повеќето суперџинови се помалку светлечки од хиперџиновите со слична температура, неколку спаѓаат во истиот опсег на сјајност.[10] На обичните суперџинови во споредба со хиперџиновите често им недостасуваат силни емисии на водород чии проширени спектрални линии укажуваат на значителна загуба на маса. Еволуираните суперџинови со помала маса не се враќаат од фазата на црвениот суперџин, или експлодирајќи како супернови или оставајќи зад себе бело џуџе.[се бара извор]

Горниот дел од Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм што ја покажува местоположбата на лентата за нестабилност на S Златна Рипка и местоположбата на изливите на сјајно сини променливи. Главниот редослед е тенката навалена линија на долниот лев агол.

Сјајно сините променливи се класа на високо светли топли ѕвезди кои прикажуваат особени спектрални варијации. Тие често лежат во „стишена“ зона со пожешките ѕвезди кои воглавно се посјајни, но периодично се подложени на големи површински избуви и се преместуваат во тесна зона каде ѕвездите со сите сјајности имаат приближно иста температура, околу 8,000 K (13,940 °F; 7,730 °C).[11] Оваа „активна“ зона е во близина на жешкиот раб на нестабилната „празнина“ каде што се наоѓаат жолти хиперџинови, со одредено преклопување. Не е јасно дали жолтите хиперџинови некогаш успеваат да ја поминат празнината на нестабилноста за да станат сјајно сини променливи ѕвезди или да експлодираат како супернова.[12][13]

Сините хиперџинови се наоѓаат во истите делови од Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм како и сјајно сините променливи ѕвезди, но не мора да ги покажуваат варијациите на сјајно сините променливи ѕвезди. Некои, но не сите сјајно сини променливи ѕвезди ги покажуваат особините на хиперџиновските спектри барем некои од времето,[14][15] но многу автори би ги исклучиле сите сјајно сини променливи ѕвезди од хиперџиновската класа и ги третирале одделно.[16] Сините хиперџинови кои не покажуваат особини на сјајно сини променливи ѕвезди, може да бидат родоначалници на сјајно сини променливи ѕвезди, или обратно, или и двете.[17] Сјајно сини променливи со помала маса може да бидат преодна фаза до или од ладни хиперџинови или се различен вид тело.[18]

Волф-Рајеовите ѕвезди се крајно жешки ѕвезди кои изгубиле многу или сите надворешни слоеви. WNL е поим што е користен за доцна фаза (т.е. поладни) Волф-Рајевови ѕвезди со спектри доминирани од азот. Иако воглавно е сметано дека ова се фазата до која дошле хиперџиновските ѕвезди по доволно губење на масата, можно е мала група WNL ѕвезди богати со водород да се всушност родоначалници на сини хиперџинови или LBV. Тоа се тесно поврзаните Офпе (спектри од видот О плус емисиони линии H, He и N и други особености) и WN9 (најладни азотни Волф-Рајеови ѕвезди) кои може да бидат кратка средна фаза помеѓу ѕвездите од главната низа со голема маса и хиперџинови или сјајно сини променливи ѕвезди. Забележани се мирни сјајно сини променливи со WNL спектри и привидните Ofpe/WNL ѕвезди биле сменети за да покажат сини хиперџиновски спектри. Високите стапки на вртење предизвикуваат масивните ѕвезди брзо да ја отфрлат својата атмосфера и да го спречат преминот од главната низа во суперџин, така што тие директно стануваат Волф-Рајеови ѕвезди. Волф-Рајеовите ѕвезди, расечените ѕвезди, ладните расеченми ѕвезди (познати како WN10/11), Ofpe, Of+ и Of* ѕвездите не се сметани за хиперџинови. Иако тие се светли и често имаат силни емисиони линии, тие имаат свои одликувачки спектри.[19]

Познати хиперџинови

[уреди | уреди извор]
Многу голема телескопска слика од околината на VY Големо Куче.

Хиперџиновите тешко се проучувани поради нивната реткост. Многу хиперџинови имаат многу променливи спектри, но тие овде се групирани во широки спектрални класи.

Сјајно сини променливи ѕвезди

[уреди | уреди извор]

Некои сјајно сини променливи ѕвезди се класифицирани како хиперџинови, барем за дел од нивниот циклус на варијација:

  • Ета Кобилица, внатре во маглината Кобилица (NGC 3372) во јужното соѕвездие Кобилица. Ета Кобилица е исклучително масивна, веројатно 120 до 150 пати поголема од масата на Сонцето и е четири до пет милиони пати посветла. Можно е различен вид тело од сјајно сините променливи ѕвезди или крајност за сјајно сина променлива ѕвезда.
  • P Лебед, во северното соѕвездие Лебед. Прототип за општите особини на спектралните линии на сјајно сина променлива ѕвезда.
  • S Златна Рипка, во Големиот Магеланов Облак, во јужното соѕвездие Златна Рипка. Прототип на променлива ѕвезда, сјајно сините променливи ѕвезди сè уште понекогаш се нарекувани променливи ѕвезди S Златна Рипка.
  • Пиштол (V4647 Sgr), во близина на средиштето на Млечниот Пат, во соѕвездието Стрелец. Ѕвездата Пиштол е над 25 пати помасивна од Сонцето и е околу 1,7 милиони пати посветла. Сметана е за кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда, но променливоста не е потврдена.
  • V4029 Стрелец
  • V905 Скорпија
  • HD 6884,[20] (R40 во SMC)
  • HD 269700,[7][21] (R116 во LMC)
  • LBV 1806-20 во јатото 1806-20 од другата страна на Млечниот Пат.

Сини хиперџинови

[уреди | уреди извор]
Хиперџиновска ѕвезда и нејзиниот проплидски протопланетарен диск во споредба со големината на Сончевиот Систем.

Обично се класа Б, повремено доцна О или рана А:

 

Во Галактичкото Средишно Подрачје:[29]

  • Star 13, вид O, кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда
  • Star 18, вид O, кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда

Во Вестерлунд 1:[30]

Жолти хиперџинови

[уреди | уреди извор]
Поле што ја опкружува жолтата хиперџиновска ѕвезда HR 5171.

Жолтите хиперџинови обично имаат доцни А до рани К спектри. Сепак, хиперџиновите од типот А може да бидат наречени и бели хиперџинови.[13]

 

Во Вестерлунд 1:[30]

Во галаксијата Триаголник:

Во галаксијата Секстант:

Плус најмалку два веројатни ладни хиперџинови во неодамна откриените црвени суперџинови во јатото Штит: F15 и можеби F13 во RSGC1 и Ѕвезда 49 во RSGC2.

Црвени хиперџинови

[уреди | уреди извор]
Споредба на големината помеѓу пречникот на Сонцето и VY Големо Куче, хиперџин кој е меѓу најголемите познати ѕвезди (можеби најголема во Млечниот Пат).

Спектри од видот К до М, најголемите познати ѕвезди по полупречник. Класите на хиперџиновска сјајност ретко се применувани за црвените суперџинови, иако поимот црвен хиперџин понекогаш е применуван на најпроширените и најнестабилните црвени суперџинови, со полупречници од редот од 1,000 to 2,000 R☉.

 

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Забелешки

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Некои автори го сметаат Лебед OB2-12 како сјајно сина променлива ѕвезда поради неговата сјајност, иако не покажал особена променливост.
  2. ↑ Најсветлата ѕвезда во здружението OB Скорпија OB1 и кандидат за сјајно сина променлива ѕвезда.[24]
  3. ↑ Може да биде блиска после-АГБ ѕвезда.[37]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ de Jager, C. (1998). „The Yellow Hypergiants“. The Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009.
  2. ↑ Cyril Georgy; Sylvia Ekström; Georges Meynet; Philip Massey; Levesque; Raphael Hirschi; Patrick Eggenberger; André Maeder (2012). „Grids of stellar models with rotation II. WR populations and supernovae/GRB progenitors at Z = 0.014“. Astronomy & Astrophysics. 542: A29. arXiv:1203.5243. Bibcode:2012A&A...542A..29G. doi:10.1051/0004-6361/201118340.
  3. ↑ Brott, I.; Evans, C. J.; Hunter, I.; De Koter, A.; Langer, N.; Dufton, P. L.; Cantiello, M.; Trundle, C.; Lennon, D. J. (2011). „Rotating massive main-sequence stars“. Astronomy & Astrophysics. 530: A116. arXiv:1102.0766. Bibcode:2011A&A...530A.116B. doi:10.1051/0004-6361/201016114.
  4. ↑ Owocki, S. P.; Van Marle, Allard Jan (2007). „Luminous Blue Variables & Mass Loss near the Eddington Limit“. Proceedings of the International Astronomical Union. 3: 71–83. arXiv:0801.2519. Bibcode:2008IAUS..250...71O. doi:10.1017/S1743921308020358.
  5. ↑ Owocki, S. P.; Gayley, K. G.; Shaviv, N. J. (2004). „A porosity-length formalism for photon-tiring limited mass loss from stars above the Eddington limit“. The Astrophysical Journal. 616 (1): 525–541. arXiv:astro-ph/0409573. Bibcode:2004ApJ...616..525O. doi:10.1086/424910.
  6. ↑ Smith, N.; Owocki, S. P. (2006). „On the role of continuum driven eruptions in the evolution of very massive stars and population III stars“. The Astrophysical Journal. 645 (1): L45–L48. arXiv:astro-ph/0606174. Bibcode:2006ApJ...645L..45S. doi:10.1086/506523.
  7. ↑ 7,0 7,1 Vink, J. S. (2012). „Eta Carinae and the Luminous Blue Variables“. Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library. 384. стр. 221–247. arXiv:0905.3338. Bibcode:2012ASSL..384..221V. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN 978-1-4614-2274-7.
  8. ↑ Langer, Norbert; Heger, Alexander; García-Segura, Guillermo (1998). „Massive Stars: The Pre-Supernova Evolution of Internal and Circumstellar Structure“. Reviews in Modern Astronomy. 11: 57. Bibcode:1998RvMA...11...57L.
  9. ↑ Stothers, N.; Chin, C.-W. (1996). „Evolution of Massive Stars into Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars for a range of metallicities“. The Astrophysical Journal. 468: 842–850. Bibcode:1996ApJ...468..842S. doi:10.1086/177740.
  10. ↑ De Jager, Cornelis (1998). „The yellow hypergiants“. Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009.
  11. ↑ Vink, Jorick S. (2012). „Eta Carinae and the Luminous Blue Variables“. Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library. 384. стр. 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.
  12. ↑ Stothers, R. B.; Chin, C. W. (2001). „Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars“. The Astrophysical Journal. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ...560..934S. doi:10.1086/322438. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  13. ↑ 13,0 13,1 Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C (2000). „Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420“. Astronomy and Astrophysics. 353: 163–176. Bibcode:2000A&A...353..163N.
  14. ↑ Clark, J. S.; Castro, N.; Garcia, M.; Herrero, A.; Najarro, F.; Negueruela, I.; Ritchie, B. W.; Smith, K. T. (2012). „On the nature of candidate luminous blue variables in M 33“. Astronomy & Astrophysics. 541: A146. arXiv:1202.4409. Bibcode:2012A&A...541A.146C. doi:10.1051/0004-6361/201118440.
  15. ↑ Robberto, M.; Herbst, T. M. (1998). „Warm Dust around Blue Hypergiants: Mid-Infrared Imaging of the Luminous Blue Variable HD 168625“. The Astrophysical Journal. 498 (1): 400–412. Bibcode:1998ApJ...498..400R. doi:10.1086/305519.
  16. ↑ Humphreys, Roberta M.; Weis, Kerstin; Davidson, Kris; Bomans, D. J.; Burggraf, Birgitta (2014). „Luminous and Variable Stars in M31 and M33. II. Luminous Blue Variables, Candidate LBVs, Fe II Emission Line Stars, and Other Supergiants“. The Astrophysical Journal. 790 (1): 48. arXiv:1407.2259. Bibcode:2014ApJ...790...48H. doi:10.1088/0004-637X/790/1/48.
  17. ↑ Groh, Jose; Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). „The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage“. Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573.
  18. ↑ Groh, J. H.; Meynet, G.; Ekström, S. (2013). „Massive star evolution: Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors“. Astronomy & Astrophysics. 550: L7. arXiv:1301.1519. Bibcode:2013A&A...550L...7G. doi:10.1051/0004-6361/201220741.
  19. ↑ Bianchi, Luciana; Bohlin, Ralph; Massey, Philip (2004). „The Ofpe/WN9 Stars in M33“. The Astrophysical Journal. 601 (1): 228–241. arXiv:astro-ph/0310187. Bibcode:2004ApJ...601..228B. doi:10.1086/380485.
  20. ↑ Sterken, C.; de Groot, M.; van Genderen, A. M. (1998). „Cyclicities in the Light Variations of Luminzus Blue Variables II. R40 developing an S Doradus phase“. Astronomy and Astrophysics. 333: 565. Bibcode:1998A&A...333..565S.
  21. ↑ Van Genderen, A. M.; Sterken, C. (1999). „Light variations of massive stars (alpha Cygni variables). XVII. The LMC supergiants R 74 (LBV), R 78, HD 34664 = S 22 (B[e]/LBV), R 84 and R 116 (LBV?)“. Astronomy and Astrophysics. 349: 537. Bibcode:1999A&A...349..537V.
  22. ↑ 22,00 22,01 22,02 22,03 22,04 22,05 22,06 22,07 22,08 22,09 22,10 22,11 22,12 22,13 22,14 22,15 22,16 22,17 22,18 Skiff, B. A. (2014). „VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009-2016)“. VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Originally Published in: Lowell Observatory (October 2014). 1: B/mk. Bibcode:2014yCat....1.2023S.
  23. ↑ Maíz Apellániz, J.; Negueruela, I. (30 July 2024). „Barbá 2: A new supergiant-rich Galactic stellar cluster“. arXiv:2407.20812v2 [astro-ph.GA].
  24. ↑ 24,0 24,1 24,2 24,3 24,4 24,5 24,6 24,7 Clark, J. S.; Najarro, F.; Negueruela, I.; Ritchie, B. W.; Urbaneja, M. A.; Howarth, I. D. (2012). „On the nature of the galactic early-B hypergiants“. Astronomy & Astrophysics. 541: A145. arXiv:1202.3991. Bibcode:2012A&A...541A.145C. doi:10.1051/0004-6361/201117472. S2CID 11978733.
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 25,3 Kathryn F. Neugent; Philip Massey; Brian Skiff; Georges Meynet (April 2012). „Yellow and Red Supergiants in the Magellanic Clouds“. Astrophysical Journal. 749 (2): 177. arXiv:1202.4225. Bibcode:2012ApJ...749..177N. doi:10.1088/0004-637X/749/2/177. S2CID 119180846.
  26. ↑ 26,0 26,1 Van Genderen, A. M.; Jones, A.; Sterken, C. (2006). „Light variations of alpha Cygni variables in the Magellanic Clouds“. The Journal of Astronomical Data. 12: 4. Bibcode:2006JAD....12....4V.
  27. ↑ Wolf, B.; Kaufer, A.; Rivinius, T.; Stahl, O.; Szeifert, T.; Tubbesing, S.; Schmid, H. M. (2000). „Spectroscopic Monitoring of Luminous Hot Stars of the Magellanic Clouds“. Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars. 204: 43. Bibcode:2000ASPC..204...43W.
  28. ↑ Miroshnichenko, A. S.; Chentsov, E. L.; Klochkova, V. G. (2000). „AS314: A dusty A-type hypergiant“ (PDF). Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 144 (3): 379. Bibcode:2000A&AS..144..379M. doi:10.1051/aas:2000216.
  29. ↑ Stolovy, S. R.; Cotera, A.; Dong, H.; Morris, M. R.; Wang, Q. D.; Stolovy, S. R.; Lang, C. (2010). „Isolated Wolf-Rayet Stars and O Supergiants in the GalacticCenter Region Identified via Paschen-a Excess“. The Astrophysical Journal. 725 (1): 188–199. arXiv:1009.2769. Bibcode:2010ApJ...725..188M. doi:10.1088/0004-637X/725/1/188. S2CID 20968628.
  30. ↑ 30,0 30,1 Clark, J. S.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Goodwin, S. P. (2005). „On the massive stellar population of the super star cluster 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.
  31. ↑ Lagadec, E.; Zijlstra, A. A.; Oudmaijer, R. D.; Verhoelst, T.; Cox, N. L. J.; Szczerba, R.; Mékarnia, D.; Van Winckel, H. (2011). „A double detached shell around a post-red supergiant: IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula“. Astronomy & Astrophysics. 534: L10. arXiv:1109.5947. Bibcode:2011A&A...534L..10L. doi:10.1051/0004-6361/201117521. S2CID 55754316.
  32. ↑ Clark, J. S.; Negueruela, I.; Gonzalez-Fernandez, C. (2013). „IRAS 18357-0604 - an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?“. Astronomy & Astrophysics. 561: A15. arXiv:1311.3956. Bibcode:2014A&A...561A..15C. doi:10.1051/0004-6361/201322772. S2CID 53372226.
  33. ↑ Keenan, P. C.; Pitts, R. E. (1980). „Revised MK spectral types for G, K, and M stars“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 42: 541. Bibcode:1980ApJS...42..541K. doi:10.1086/190662.
  34. ↑ 34,0 34,1 34,2 34,3 34,4 34,5 34,6 Samus', N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (2017). „General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1“. Astronomy Reports. 61 (1): 80. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085.
  35. ↑ Wittkowski, M.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, J. M.; Abellan, F. J.; Chiavassa, A.; Guirado, J. C. (2017). „VLTI/AMBER spectro-interferometry of the late-type supergiants V766 Cen (=HR 5171 A), σ Oph, BM Sco, and HD 206859“. Astronomy & Astrophysics. 597: A9. arXiv:1610.01927. Bibcode:2017A&A...597A...9W. doi:10.1051/0004-6361/201629349. S2CID 55679854.
  36. ↑ Schuster, M. T.; Humphreys, R. M.; Marengo, M. (2006). „The Circumstellar Environments of NML Cygni and the Cool Hypergiants“. 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, M. W. (2001). „What Next for the Likely Presupernova HD 179821?“. The Astrophysical Journal. 556 (1): 408. arXiv:astro-ph/0103282. Bibcode:2001ApJ...556..408J. doi:10.1086/321553. S2CID 18053762.
  38. ↑ Britavskiy, N. E.; Bonanos, A. Z.; Herrero, A.; Cerviño, M.; García-Álvarez, D.; Boyer, M. L.; Masseron, T.; Mehner, A.; McQuinn, K. B. W. (2019). „Physical parameters of red supergiants in dwarf irregular galaxies in the Local Group“. Astronomy & Astrophysics. 631: A95. arXiv:1909.13378. Bibcode:2019A&A...631A..95B. doi:10.1051/0004-6361/201935212. S2CID 203593402.
  39. ↑ Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta M.; Jones, Terry J.; Marengo, Massimo; Gehrz, Robert D.; Helton, L. Andrew; Hoffmann, William F.; Skemer, Andrew J.; Hinz, Philip M. (2016). „SEARCHING FOR COOL DUST IN THE MID-TO-FAR INFRARED: THE MASS-LOSS HISTORIES OF THE HYPERGIANTS μ Cep, VY CMa, IRC+10420, AND ρ Cas“. The Astronomical Journal. 151 (3): 51. arXiv:1512.01529. Bibcode:2016AJ....151...51S. doi:10.3847/0004-6256/151/3/51.
  40. ↑ Keenan, Philip C. (1942-05-01). „Luminosities of the M-Type Variables of Small Range“. The Astrophysical Journal. 95: 461. Bibcode:1942ApJ....95..461K. doi:10.1086/144418. ISSN 0004-637X.
  41. ↑ 41,0 41,1 41,2 Zhang, B.; Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W.; Brunthaler, A. (2012). „The distance and size of the red hypergiant NML Cygni from VLBA and VLA astrometry“ (PDF). Astronomy & Astrophysics. 544: A42. arXiv:1207.1850. Bibcode:2012A&A...544A..42Z. doi:10.1051/0004-6361/201219587. S2CID 55509287.
  42. ↑ Jones, Terry Jay; Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta (May 2023). „The Recent Mass Loss History of the Hypergiant RW Cep“. Research Notes of the American Astronomical Society. 7 (5): 92. Bibcode:2023RNAAS...7...92J. doi:10.3847/2515-5172/acd37f. ISSN 2515-5172. S2CID 258701379 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  43. ↑ Zhang, B.; Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W. (January 2012). „Distance and Kinematics of the Red Hypergiant VY CMa: VLBA and VLA Astrometry“. The Astrophysical Journal. 744 (1): 23. arXiv:1109.3036. Bibcode:2012ApJ...744...23Z. doi:10.1088/0004-637X/744/1/23. S2CID 121202336.
  44. ↑ Alcolea, J.; Bujarrabal, V.; Planesas, P.; Teyssier, D.; Cernicharo, J.; De Beck, E.; Decin, L.; Dominik, C.; Justtanont, K. (2013-10-09). „HIFISTARS Herschel /HIFI observations of VY Canis Majoris“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 559: A93. arXiv:1310.2400v1. doi:10.1051/0004-6361/201321683.
  45. ↑ 45,0 45,1 Stickland, D. J. (1985). „IRAS observations of the cool galactic hypergiants“. The Observatory. 105: 229. Bibcode:1985Obs...105..229S.
  46. ↑ Mauron, N.; Josselin, E. (2011). „The mass-loss rates of red supergiants and the de Jager prescription“. Astronomy and Astrophysics. 526: A156. arXiv:1010.5369. Bibcode:2011A&A...526A.156M. doi:10.1051/0004-6361/201013993. S2CID 119276502.
  47. ↑ Tabernero, H. M.; Dorda, R.; Negueruela, I.; Marfil, E. (February 2021). „The nature of VX Sagitarii: Is it a TŻO, a RSG, or a high-mass AGB star?“. Astronomy & Astrophysics. 646: 13. arXiv:2011.09184. Bibcode:2021A&A...646A..98T. doi:10.1051/0004-6361/202039236.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Хиперџин&oldid=5276626“