Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
HD 5980
Hd-5980-chadra.jpg
Рентгеновский снимок обсерватории Чандра
Данные наблюдений Epoch J2000       Equinox J2000
СозвездиеТукана
Прямое восхождение00 ч 59 м 26,569 с [1]
Склонение–72 ° 09 ′ 53,91 ″ [1]
Видимая звездная величина  (V)11.31 [2]
Характеристики
Спектральный типLBV + WN4 + OI [3]
Индекс цвета U − B-0,99 [4]
Индекс цвета B − V-0,18 [2]
Тип переменнойLBV [5] и EA [3]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )−20 [6]  км / с
Собственное движение (μ) RA:  −3,5 [1]  мсек / год
Декабрь:  −2,4 [1]  мсек / год
Расстояние200 000  св. Лет
(64 000 [5]  шт )
Абсолютная звездная величина  (M V )-8,1 (-7,1 / -6,8 / -6,7) [7]
Орбита [6]
НачальныйHD 5980 А
КомпаньонHD 5980 B
Период (P)19,2656 ± 0,0009 сут.
Большая полуось (а)151 ± 4 R ☉
Эксцентриситет (e)0,27 ± 0,02
Наклон (i)86 °
Эпоха периастра (T)2451424,97 ± 0,25
Аргумент периастра (ω)
(первичный)		134 ± 4 °
Полуамплитуда (K 1 )
(первичная)		214 ± 6 км / с
Полуамплитудный (K 2 )
(вторичный)		200 ± 6 км / с
Орбита [6]
НачальныйHD 5980 C
Период (P)96,56 ± 0,01 сут.
Эксцентриситет (e)0,815
Эпоха периастра (T)2451183,40 ± 0,22
Аргумент периастра (ω)
(первичный)		252 ± 3,3 [6] °
Полуамплитуда (K 1 )
(первичная)		81 ± 4 км / с
Подробности
А
Масса61 [7]  M ☉
Радиус24 [7] (21 [3] - 280 [8] )  R ☉
Яркость2 200 000 [7] (2 000 000 [9] - 10 000 000 [8] )  L ☉
Температура45 000 [7] (21 тысяча - 53000 [3] )  К
Металличность [Fe / H]−1,0 [5]  dex
Скорость вращения ( v  sin  i )250 [10]  км / с
B
Масса66 [7]  M ☉
Радиус22 [7]  R ☉
Яркость1,800,000 [7]  л ☉
Температура45,000 [7]  К
Скорость вращения ( v  sin  i )<400 [7]  км / с
Возраст2,6 [7]  млн лет
C
Масса34 [7]  M ☉
Радиус24 [7]  R ☉
Яркость708000 [7]  L ☉
Температура34 000 [7]  К
Металличность [Fe / H]≅ −0,7 [5]  dex
Скорость вращения ( v  sin  i )120 [7]  км / с
Возраст3,1 [6]  млн лет
Прочие обозначения
HD  5980, RMC  14, Sk  78, AB  5, SMC WR5, AAVSO  0056-72
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

HD 5980 - кратная звездная система на окраине NGC 346 в Малом Магеллановом Облаке (SMC) [11] и одна из самых ярких звезд в SMC.

HD 5980 имеет по крайней мере три компонента среди самых ярких известных звезд : необычная главная звезда имеет спектр Вольфа – Райе и произвела вспышку светящейся синей переменной (LBV); вторичная звезда, также являющаяся звездой Вольфа – Райе, образует затмевающую спектроскопическую двойную систему с первичной звездой; и более далекий сверхгигант O-типа также, вероятно, будет двойной.

Открытие [ править ]

HD 5980 была впервые зарегистрирована в 1901 году как первый объект в списке южных небесных объектов, обладающих своеобразными спектрами. Он был описан как «Тип V», относящийся к классу Секки для звезд с эмиссионными линиями. [12]

Он был официально назван HD 5980 в первом каталоге Генри Дрейпера, где ему был присвоен спектральный класс Oa, указывающий на сильные полосы излучения. [13] Спектральный класс был позже уточнен до Wa, когда звезды с эмиссионной линией «О» были выделены в отдельный класс. [14]

Более поздние наблюдения обнаружили вариации спектра и яркости [15] и затмения [16], но считалось, что это простая двойная система WR / OB. Линии поглощения в спектре, которые не двигались во время двойной орбиты, в конечном итоге привели к выводу, что HD 5980 была тройной системой с близкой затменной двойной и более удаленным сверхгигантом класса O. [17] [18]

В 1993 году спектр начал меняться, а яркость увеличилась, начав драматическое изменение, которое было интерпретировано как уникальный тип извержения LBV. [10] С тех пор звезда интенсивно наблюдалась и моделировалась. [5]

Компоненты [ править ]

NGC 346. HD 5980 - самая яркая звезда слева, чуть выше центра.

HD 5980 визуально представляет собой одиночную звезду, но в спектре видны три горячие светящиеся компоненты. Физические параметры трех звезд неизвестны из-за трудностей разрешения их спектров, частичных затмений , очевидных внутренних вариаций орбитальной фазы и сильной изменчивости по крайней мере одного компонента. Калибровка спектральных характеристик по физическим характеристикам, таким как температура, исторически осложнялась низкой металличностью объектов в SMC. [5]

Основная звезда, HD 5980 A , визуально является самым ярким компонентом из трех. По-видимому, это был бедный водородом тип WN3 примерно до 1990 года, но затем произошла вспышка типа LBV, в результате которой его радиус увеличился в десять раз, а температура резко упала, так что он выглядел как B-гипергигант с отчетливыми спектральными линиями водорода. С тех пор он вернулся к своей первоначальной яркости и температуре. Спектр эмиссионных линий формируется в плотном звездном ветре, и о нижней фотосфере известно немного . [6]

Вторичная, HD 5980 B , также является звездой Вольфа – Райе. Он образует спектроскопический двойник с первичной A, и они вращаются друг вокруг друга каждые 19,3 дня. Параметры орбиты показывают, что две звезды примерно одинаково массивны, в пределах погрешности. Орбита наклонена к нам под углом 86 °, и частичные затмения происходят дважды за орбиту, время которых указывает на эксцентриситет 0,27. Затмения вызывают изменение общей яркости системы только на 0,2 звездной величины, но форма кривой блеска и изменения профиля линии во время затмений позволяют идентифицировать как ядро ​​звезды, так и область плотного ветра, примерно в два раза превышающую ширину звезды. [3] HD 5980 B обычно классифицируется как WN4. Спектр можно отличить от HD 5980 A только по изменению профиля некоторых широких эмиссионных линий на орбите. Некоторые водородные линии видны на излучении, но обычно сочетаются с другим широким излучением или скрыты им. Обычно считается, что узкие линии поглощения водорода не связаны с этим компонентом и не показывают одинаковые изменения лучевой скорости. [5]

Компонент C - далекая богатая водородом звезда, идентифицированная по узким линиям поглощения, которые не показывают таких же сильных изменений лучевой скорости, как широкие эмиссионные линии пары A / B. Спектры с более высоким разрешением показывают меньшие более медленные изменения лучевой скорости, и предполагается, что у самого C также есть спутник. Первичная звезда - это горячая обычная звезда, скорее всего, ранний сверхгигант O-типа. Период 96,5 дней был получен по вариациям лучевой скорости. Это в пять раз больше периода системы A / B, предполагая, что четыре звезды образуют гравитационную систему трапеций, хотя нельзя исключать, что это не связанное случайное совпадение. [6]

Светящаяся синяя переменная [ править ]

Диаграмма HR, показывающая расположение HD 5980A относительно полосы нестабильности S Doradus и ряда более обычных LBV. Также показано вероятное местонахождение HD 5980A во время ее вспышки.

До 1990 г. HD 5980 не обнаруживала значительных изменений, кроме обычных затмений. В то время она была известна только как двойная звезда WN + OB, но более поздний анализ показывает, что первичная HD 5980A показывала спектр, подобный звезде WN3. Система имела видимую визуальную величину около 11,7, а первичный элемент, по расчетам, был немного самым ярким из трех известных компонентов. [19]

К ноябрю 1993 года спектральный класс был WN6, а яркость увеличилась примерно до 10,9. Линии поглощения в спектре больше не обнаруживались. В конце 1993 года яркость увеличивалась на несколько недель до более чем 10-й звездной величины, а спектральный класс достиг WN8, прежде чем яркость быстро упала до 11-й звездной величины. [19] В июне 1994 года звезда начала остывать и снова становиться ярче. В сентябре она достигла максимальной величины 8,6 и была самой яркой звездой в SMC, но в это точное время нет спектров. Вскоре после пика он был классифицирован как WN11. [20] В ноябре спектр считался B1.5Ia + , синий гипергигант с сильными линиями водорода и ионизированных металлов в эмиссии или сПрофили P Cygni . Спектральный класс B1.5Ia + очень похож на WN11, с более низкими уровнями ионизации и более сильным поглощением профиля P Лебедя в некоторых линиях, что указывает на немного более низкую температуру с изменениями звездного ветра. Через месяц яркость немного уменьшилась, и спектр показал повышение температуры. В течение года яркость упала до 11-й величины, а спектр вернулся к WN6. [21]

После вспышки яркость упала примерно до 11,3 звездной величины, и HD 5980 A показывает спектр WN4 / 5. Одно исследование предполагает увеличение светимости в 3–6 раз до10000000 раз больше , чем Солнце ( L ☉ ) на своем пике, [8] , но это может быть просто из - за различные методы анализа и другими найти довольно последовательную светимость нескольких миллионов  L ☉ . [22]

Более ранняя вспышка могла произойти около 1960 года, и предлагается 40-летний цикл. Микровариации с 30-минутной шкалой времени также наблюдались, когда HD 5980A находится в фазе покоя. Причины вариаций большой амплитуды и извержений не изучены, но предполагается, что большие извержения запускаются, когда звезда расширяется в достаточной степени во время нормальной вспышки LBV, чтобы вызвать сильное взаимодействие с близким двойным спутником. [10]

Хотя HD 5980 рассматривается как LBV, он не следует нормальной схеме, которая была бы эффективной температурой во время вспышки около 8 500K и спектром типа A. Предполагается, что близкий спутник заставляет эту конкретную звезду проявлять нестабильность типа LBV при гораздо более высоких температурах. Звезда Романо и Вар 83 могут быть похожи, а малоизученный Вар 2 еще горячее, все они в M33 .

Эволюция [ править ]

Малое Магелланово Облако. NGC 346 - самое яркое красное пятно рядом с центром (очень яркий объект внизу кадра - NGC 362 ).

Текущее эволюционное состояние и будущее развитие звезд HD 5980 весьма неопределенно. Звезды не могут быть разделены визуально, и их спектры в значительной степени смешаны, так что точные химические и физические свойства звезд подвержены большой погрешности. Звезды в Малом Магеллановом Облаке имеют низкую металличность, что влияет на процесс звездной эволюции, особенно для массивных звезд. Низкая металличность снижает скорость потери массы. Одним из следствий этого является то, что звезды Вольфа-Райе встречаются нечасто: большая часть массивных звезд взрывается как сверхновые, прежде чем потерять достаточно массы, чтобы превратиться в звезду Вольфа-Райе. Согласно прогнозам, только звезды с массой более 45  M ☉ (или выше [23] ) станут звездами WR в SMC, в то время как в Млечном Пути звезды с массой более 25 М ☉ так и сделай. [24] Только 12 звезд WR известны в SMC, 11 звезд типа WN и 1 WO, все они массивные и светящиеся по сравнению с Млечным путем Вольфа – Райца, и более половины имеют массивных спутников. [9] / 589,000 [5] Звезды SMC WR имеют относительно ранние спектральные классы для своих температур, опять же из-за низкой металличности. Помимо HD 5980, последний спектральный класс Вольфа – Райе в SMC - это WN4. Все SMC Вольфа – Райе, за одним исключением, демонстрируют некоторое поглощение в своем спектре, указывающее на звезду O-типа, температура которой аналогична температуре Вольфа – Райе. В некоторых случаях O-компаньон действительно существует, но предполагается, что звездные ветры Вольфа – Райе достаточно слабые при металличности SMC, чтобы в спектре можно было увидеть некоторое фотосферное поглощение.[25]

Компонент C, скорее всего, относительно нормальная звезда O-типа. Его классифицировали по разным категориям от O4 до O7, предварительно как сверхгиганта. Таким образом, она лишь немного эволюционирует от главной последовательности, скорее всего, все еще синтезируя водород в ядре, и может следовать довольно типичному пути эволюции одиночной звезды. Его спутник неизвестен, но в настоящее время слишком удален, чтобы оказать сильное влияние на его эволюцию. [3]

Текущее эволюционное состояние компонентов двойной WR менее ясно. Они находятся на близкой орбите, но полностью отделены друг от друга, хотя возможно, что перенос массы происходил в прошлом, когда та или иная звезда расширялась. LBV, по оценкам, больше, чем расстояние между орбитами на пике его вспышки, хотя фактически это всего лишь псевдофотосфера, образованная выброшенным материалом. Ранняя классификация WN с небольшим количеством водорода в спектре обычно связана с высокоразвитыми звездами, горящими гелием с малой массой, которые приближаются к концу своей жизни, но компоненты HD 5980 являются массивными светящимися звездами. Спектральные классы звезд Вольфа – Райе с низкой металличностью, такие как звезды в SMC, нельзя напрямую сопоставить со звездами с более высокой металличностью, и это затрудняет интерпретацию их эволюционного состояния.Квазихимически однородная эволюция очень массивных звезд может приблизительно воспроизводить состояние компонентов A и B как звезд, только что удаляющихся от главной последовательности, но при металличности SMC для этого требуется вращение, близкое к критическому, чтобы вызвать достаточное перемешивание.[6] [26]

Были разработаны две модели эволюции двойных систем, которые воспроизводят текущее состояние системы. В первой модели, две звезд исходных масс 90  М ☉ и 80  М ☉ развивались с начальным периодом обращения 12 дней и начальной скоростью вращения 500 км / с. Спустя ~ 3,1 миллиона лет было обнаружено, что звезды имеют орбитальный период 19,2 дня, а массы и светимость аналогичны тем, которые получены из недавних наблюдений. [27] Никакого переноса массы не произошло, потому что звезды следуют квазихимическим эволюционным вычислениям. Во второй модели начальные массы двух звезд составляли 150  M ☉ и 75  M ☉ на 16-дневной орбите 160  R☉ отдельно. Спустя 2,3 миллиона лет более массивная звезда начинает выходить за пределы своей доли Роша и быстро передает 25  M ☉ меньшей звезде. Мы наблюдаем систему через 2,6 миллиона лет. Детали модели, очевидно, неопределенны из-за крайне нестабильного поведения первичной обмотки, наблюдаемого в течение последнего столетия. [7]

Вольф-Райе взрываются типа Ib / с коллапсом ядра сверхновых , когда они слиты элементы на всем пути к железу. В зависимости от массы ядра в момент коллапса они оставят черную дыру или остаток нейтронной звезды. Ожидается, что звезды SMC Вольфа – Райе будут относительно массивными и относительно недолговечными, оставив после себя черные дыры. Они также являются хорошими кандидатами для гамма-всплесков, если вращаются достаточно быстро. [26]

См. Также [ править ]

  • WR 25 , похожая звезда в туманности Киля

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d Hog, E .; Кузьмин А .; Bastian, U .; Фабрициус, С .; Куимов, К .; Lindegren, L .; Макаров, В.В.; Розер, С. (1998). "Справочный каталог TYCHO". Астрономия и астрофизика . 335 : L65. Bibcode : 1998A & A ... 335L..65H .
  2. ^ a b Høg, E .; Фабрициус, С .; Макаров, В.В.; Городской, С .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). «Каталог« Тихо-2 »2,5 миллиона ярчайших звезд». Астрономия и астрофизика . 355 : L27. Бибкод : 2000A & A ... 355L..27H . DOI : 10.1888 / 0333750888/2862 . ISBN 0333750888.
  3. ^ a b c d e f Foellmi, C .; Кенигсбергер, Г .; Георгиев, Л .; Толедано, О .; Марченко, С.В.; Massey, P .; Далл, штат TH; Моффат, AFJ; Morrell, N .; Corcoran, M .; Кауфер, А .; Nazé, Y .; Pittard, J .; Сент-Луис, штат Нью-Йорк; Фуллертон, А .; Massa, D .; Поллок, AMT (2008). «Новое понимание природы двоичного файла SMC WR / LBV HD 5980». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 44 : 3–27. arXiv : 0711.4858 . Bibcode : 2008RMxAA..44 .... 3F .
  4. ^ Арп, Х. (1960). «Фотометрия Южного полушария. VIII. Цефеиды в Малом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал . 65 : 404. Bibcode : 1960AJ ..... 65..404A . DOI : 10.1086 / 108284 .
  5. ^ a b c d e f g h Георгиев Леонид; Кенигсбергер, Глория; Хиллер, Д. Джон; Моррелл, Нидия; Барба, Родольфо; Гамен, Роберто (2011). "Ветровая структура и вариации светимости в переменной Вольфа-Райе / Luminous Blue HD 5980" . Астрономический журнал . 142 (6): 191. Bibcode : 2011AJ .... 142..191G . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 142/6/191 .
  6. ^ a b c d e f g h Кенигсбергер, Глория; Моррелл, Нидия; Хиллер, Д. Джон; Гамен, Роберто; Шнайдер, Фабиан Р.Н.; Гонсалес-Хименес, Николас; Лангер, Норберт; Барба, Родольфо (2014). «Множественная система HD 5980: массы и эволюционный статус». Астрономический журнал . 148 (4): 62. arXiv : 1408.0556 . Bibcode : 2014AJ .... 148 ... 62K . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 148/4/62 .
  7. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q Шенар, Т .; Hainich, R .; Todt, H .; Сандер, А .; Hamann, W.-R .; Моффат, AFJ; Элдридж, Дж. Дж .; Pablo, H .; Оскинова Л.М.; Ричардсон, Северная Дакота (2016). «Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке: II. Анализ двойных систем». Астрономия и астрофизика . 1604 : A22. arXiv : 1604.01022 . Bibcode : 2016A & A ... 591A..22S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201527916 .
  8. ^ a b c Дриссен, Лоран; Crowther, Paul A .; Смит, Линда Дж .; Роберт, Кармель ; Рой, Жан-Рене; Хиллер, Д. Джон (2001). «Физические параметры извержения светящихся голубых переменных: NGC 2363-V1, пойманная в действии». Астрофизический журнал . 546 (1): 484–495. arXiv : astro-ph / 0008221 . Bibcode : 2001ApJ ... 546..484D . DOI : 10.1086 / 318264 .
  9. ^ a b Пасеманн, Диана; Рюлинг, Юте; Хаманн, Вольф-Райнер (2011). «Спектральный анализ звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Société Royale des Sciences de Liège . 80 : 180–184. Bibcode : 2011BSRSL..80..180P .
  10. ^ a b c Кенигсбергер, Глория; Георгиев, Леонид; Хиллер, Д. Джон; Моррелл, Нидия; Барба, Родольфо; Гамен, Роберто (2010). "~ 40-летний цикл изменчивости в светящейся голубой переменной / двоичной системе Вольфа-Райе HD 5980?" . Астрономический журнал . 139 (6): 2600–2611. Bibcode : 2010AJ .... 139.2600K . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 139/6/2600 .
  11. ^ Nazé, Y .; и другие. (Ноябрь 2002 г.). "Рентгеновское исследование поля NGC 346 в Малом Магеллановом облаке I. Светящаяся голубая переменная HD 5980 и скопление NGC 346". Астрофизический журнал . 580 (1): 225–234. arXiv : astro-ph / 0208289 . Bibcode : 2002ApJ ... 580..225N . DOI : 10.1086 / 343079 .
  12. ^ Пикеринг, ЕС; Флеминг, WP (1901). «Объекты со своеобразным спектром» . Астрофизический журнал . 14 : 144. Bibcode : 1901ApJ .... 14..144P . DOI : 10.1086 / 140844 .
  13. ^ Кэннон, Энни Дж .; Пикеринг, Эдвард С. (1918). "Каталог Генри Дрейпера 0h, 1h, 2h и 3h". Летопись обсерватории Гарвардского колледжа . 91 : 1. Bibcode : 1918AnHar..91 .... 1C .
  14. ^ Пейн, Сесилия Х. (1930). "Классификация звезд". Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Bibcode : 1930BHarO.878 .... 1P .
  15. ^ Праздник, МВт; Теккерей, AD; Весселинк, AJ (1960). «Самые яркие звезды в Магеллановых облаках» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 121 (4): 337–385. Bibcode : 1960MNRAS.121..337F . DOI : 10.1093 / MNRAS / 121.4.337 .
  16. ^ Хоффман, М .; Стифт, MJ; Моффат, AFJ (1978). «Затмевающее маленькое Магелланово облако, двойное HD 5980 Вольфа-Райе» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 90 : 101. Bibcode : 1978PASP ... 90..101H . DOI : 10.1086 / 130287 .
  17. ^ Ниемела, VS; Barba, RH; Моррелл, штат Нью-Йорк; Корти, М. (1997). «Двоичная система HD 5980: компоненты и спектральные типы». Светящиеся голубые переменные: массивные звезды в переходном периоде. Серия конференций ASP; Vol. 120; 1997; Эд. Антонелла Нота и Хенни Ламерс (1997) . 120 : 222. Bibcode : 1997ASPC..120..222N .
  18. Перейти ↑ Koenigsberger, G. (2004). «О природе затменной двоичной системы LBV / WR HD 5980». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 40 : 107. Bibcode : 2004RMxAA..40..107K .
  19. ^ а б Моффат, AFJ; Марченко, С.В.; Bartzakos, P .; Niemela, VS; Черрути, Массачусетс; Magalhaes, AM; Balona, ​​L .; Сент-Луис, штат Нью-Йорк; Seggewiss, W .; Ламонтань Р. (1998). «Luminous Eclipsing SMC OB + WN Binary HD 5980 до и во время недавней LBV-подобной вспышки: экстремальный случай встречных ветров» . Астрофизический журнал . 497 (2): 896–911. Bibcode : 1998ApJ ... 497..896M . DOI : 10.1086 / 305475 .
  20. ^ Heydari-Malayeri, M .; Rauw, G .; Эсслингер, О. (1997). «Спектр HD 5980, подобный WN 11, во время ранних стадий извержения 1994 года». Светящиеся голубые переменные: массивные звезды в переходном периоде. Серия конференций ASP; Vol. 120; 1997; Эд. Антонелла Нота и Хенни Ламерс (1997) . 120 : 243. Bibcode : 1997ASPC..120..243H .
  21. ^ Кенигсбергер, Глория; Шор, Стив; Guinan, Ed; Ауэр, Лоуренс (1996). «Извергающаяся двойная HD 5980 Вольфа-Райе в Малом Магеллановом облаке: спектральный переход от B1,5Ia (+) к WN6 и сопутствующая кривая блеска». Семинар по встречным ветрам в двойных звездах в честь Хорхе Сахаде . 5 : 92. Bibcode : 1996RMxAC ... 5 ... 92K .
  22. ^ Koenigsberger, G .; Auer, LH; Георгиев, Л .; Гуинан, Э. (1998). "Вариации скорости ветра в светящейся голубой извергающейся звезде переменного типа двойной HD 5980 Вольфа-Райе". Астрофизический журнал . 496 (2): 934–945. Bibcode : 1998ApJ ... 496..934K . DOI : 10.1086 / 305398 .
  23. ^ Георгий, C .; Ekström, S .; Eggenberger, P .; Meynet, G .; Haemmerlé, L .; Maeder, A .; Гранада, А .; Groh, JH; Hirschi, R .; Mowlavi, N .; Юсоф, Н .; Charbonnel, C .; Декрессин, Т .; Барблан, Ф. (2013). «Сетки звездных моделей с вращением». Астрономия и астрофизика . 558 : A103. arXiv : 1308.2914 . Bibcode : 2013A & A ... 558A.103G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322178 .
  24. ^ Foellmi, C .; Моффат, AFJ; Герреро, Массачусетс (2003). «Двойные системы Вольфа - Райе в Магеллановых Облаках и их значение для эволюции массивных звезд - I. Малое Магелланово Облако» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (2): 360–388. Bibcode : 2003MNRAS.338..360F . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06052.x .
  25. ^ Мэсси, Филипп; Olsen, KAG; Паркер, Дж. Вм. (2003). «Открытие 12-й звезды Вольф-Райе в Малом Магеллановом облаке». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (813): 1265–1268. arXiv : astro-ph / 0308237 . Bibcode : 2003PASP..115.1265M . DOI : 10.1086 / 379024 .
  26. ^ a b Yoon, S.-C .; Лангер, Н. (2005). «Эволюция быстро вращающихся массивных звезд с низким содержанием металлов в сторону гамма-всплесков». Астрономия и астрофизика . 443 (2): 643–648. arXiv : astro-ph / 0508242 . Бибкод : 2005A & A ... 443..643Y . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20054030 .
  27. ^ Koenigsberger, G .; Morrell, N .; Хиллиер, диджей; Gamen, R .; Schneider, F .; González-Jiménez, N .; Langer, N .; Барба, Р. (2014). «Множественная система HD 5980: массы и эволюционный статус». Астрономический журнал . 148 (4): 13. arXiv : 1408.0556 . Bibcode : 2014AJ .... 148 ... 62K . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 148/4/62 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Астрономический снимок дня НАСА: сердце в NGC 346 (14 февраля 2003 г.)
  • Рентгеновское изображение Чандры
  • Солнцестояние (много изображений)