HR 5171 , также известный как V766 Центавра , представляет собой тройную звездную систему в созвездии Центавра , находящемся на расстоянии 5000 или 12000 световых лет от Земли. Говорят, что он содержит либо экстремальный красный сверхгигант (RSG), либо недавно появившийся желтый гипергигант ( Post-RSG), желтый гипергигант (YHG), оба из которых предполагают, что это одна из крупнейших известных звезд . Диаметр звезды неизвестен, но, вероятно, в 1100–1600 раз больше диаметра Солнца. Это контактный двоичный, разделяя общую оболочку из материала с меньшим желтым сверхгигантом и вторичной звездой, две вращающихся вокруг друг друга каждые 1304 ± 6 дней. Также говорят, что есть третья звезда, которая вращается вокруг контактной двойной системы дальше по орбите.
Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
---|---|
Созвездие | Центавр |
А | |
Прямое восхождение | 13 ч 47 м 10,875 с [1] |
Склонение | −62 ° 35 ′ 23,06 ″ [1] |
Видимая звездная величина (V) | 6,1–7,5 [2] |
B | |
Прямое восхождение | 13 ч 47 м 10,224 с [1] |
Склонение | −62 ° 35 ′ 17,40 ″ [1] |
Видимая звездная величина (V) | 9,83 [1] |
Характеристики | |
А | |
Спектральный тип | K0 0-Ia [3] |
Индекс цвета B − V | +2,499 [1] |
Тип переменной | EB + SDOR? [4] |
B | |
Спектральный тип | B0 Ibp [5] |
Индекс цвета B − V | +0,39 [1] |
Астрометрия | |
Радиальная скорость (R v ) | −38,20 [6] км / с |
Собственное движение (μ) | РА: -5,649 [7] Мас / год декабрь .: -1,483 [7] Мас / год |
Параллакс (π) | 0,3658 ± 0,1239 [7] мас. |
Расстояние | 4900 - 11700 св. Лет (1500 [8] - 3600 [2] шт ) |
Абсолютная звездная величина (M V ) | -9,2 [9] + -5,8 [10] |
Орбита [2] | |
Начальный | Аа |
Компаньон | Ab |
Период (P) | 1304 ± 6 дней |
Большая полуось (а) | 2028 - 2195 R ☉ |
Эксцентриситет (e) | 0 |
Наклон (i) | > 60 ° |
Подробности | |
Аа | |
Масса | 27 - 36 [11] [12] М ☉ |
Радиус | 1 060 - 1 160, [8] 1315 [2] - 1 575 [12] R ☉ |
Яркость | 200 000–251 000, [8] 630 000+60 000 –55 000[11] L ☉ |
Поверхностная сила тяжести (log g ) | −0,5 ± 0,6 [11] сгс |
Температура | 4 287 ± 760 [11] (3 855 [13] - 5 012 [8] ) К |
Возраст | 3,5 [14] млн лет |
Ab | |
Масса | 5+15 −3[12] M ☉ |
Радиус | 312–401, [2] 650 ± 150 [12] R ☉ |
Температура | 4 800–5 200 [2] К |
B | |
Яркость | 160 000 [15] л ☉ |
Поверхностная сила тяжести (log g ) | 3,0 - 3,5 [5] куб. |
Температура | 26000 [5] К |
Возраст | 4 [14] млн лет |
Прочие обозначения | |
V766 Cen, HR 5171, HD 119796, HIP 67261, SAO 252448, CD −61 ° 3988, WDS J13472-6235, AAVSO 1340-62 | |
Ссылки на базы данных | |
SIMBAD | данные |
Система
Система HR 5171 содержит не менее трех звезд. Основная A - это затменная двойная система (компоненты Aa и Ab или A и C в Каталоге компонентов двойных и множественных звезд ) с двумя желтыми звездами, которые контактируют и обращаются по орбите за 1304 дня. Компаньон был обнаружен непосредственно с помощью оптической интерферометрии , и его размер составляет примерно треть размера первичного гипергиганта . Две звезды находятся в фазе общей оболочки, где материал, окружающий обе звезды, вращается синхронно с самими звездами.
Компонент B, расположенный на расстоянии 9,4 угловых секунды от главной звезды , представляет собой синий сверхгигант со спектральным классом B0. [5] Сама по себе очень яркая массивная звезда, но визуально на три величины слабее желтого гипергиганта. Прогнозируемое разделение между первичным гипергигантом и синим сверхгигантом составляет 35 000 а.е., хотя их фактическое расстояние может быть больше. [2]
История наблюдений
HR 5171 был назван в результате включения в пересмотренный Гарвардский каталог , позже опубликованный как Каталог ярких звезд . Это была 5171-я запись в каталоге с визуальной величиной 6,23 и спектральным классом K-типа . [16] HR 5171 был внесен в каталог как двойная звезда в 1927 году. [17]
В 1956 году HR 5171 был зарегистрирован с блеском 6.4, спектральным классом G5p и сильно покраснел. [18] В 1966 году Корбен зафиксировал звездную величину 6.51 и спектральный класс G5p и отметил, что это переменная величина. В каталоге 1969 года записана визуальная величина 5,85 и спектральный класс A7V, предположительно случай ошибочной идентификации. [19] В 1971 году HR 5171 A был идентифицирован как гипергигант G8, покрасневший более чем на три величины межзвездного поглощения, а также на половину величины вымирания из-за околозвездного материала. [10] В 1979 году она была подтверждена как одна из самых ярких известных звезд с абсолютной визуальной величиной (M V ) -9,2. [9] Спектральный класс G8 был позже скорректирован до K0 0-Ia в пересмотренной системе MK, что соответствует критериям сильносветящихся сверхгигантов. [20]
В 1973 году HR 5171 была официально признана переменной звездой V766 Центавра на основе каталога Корбена 1966 года. [21] В то время это считалось «крутой переменной S Doradus», класс, включающий такие звезды, как Rho Cassiopeiae , которые теперь известны как желтые гипергиганты. Эти переменные обычно классифицируются как полурегулярные (SRd) из-за вариаций, которые иногда четко определены, а иногда почти постоянны и могут иметь непредсказуемые затухания. Детальное исследование показало изменчивость как яркости, так и спектрального класса с возможными периодами от 430 до 494 дней. По расчетам, температура поверхности колеблется от почти 5 000 К до менее 4 000 К. [13]
В статье 2014 года наблюдения VLTI напрямую определили неожиданно большой размер для HR 5171 и показали, что это контактная двойная система . Оболочка из материала вокруг звезды также была непосредственно изображена. [2] В 2016 году наблюдения VLTI показали еще больший радиус и неожиданно низкую температуру для гипергиганта K0. [11] Дальнейшая интерферометрия позволила получить изображение вторичной звезды, проходящей через первичную. [12]
Расстояние
HR 5171 появляется около центра HII Region Gum 48d, кольца материала, ионизированного, скорее всего, одной или обеими видимыми звездами HR 5171. Звезды и туманность демонстрируют схожие движения в пространстве, которые помещают их в спиральный рукав Центавра на расстоянии около 4000 парсеков (4 кпк) от Земли. Очевидно, это часть обширного комплекса молекулярных облаков на расстоянии от 3,2 до 5,5 кпк от Земли. Gum 48d потребует, чтобы одна или две звезды O-типа были ионизированы , предположительно одна или обе звезды HR 5171 несколько миллионов лет назад. Его возраст оценивается в 3,5 миллиона лет, это один из старейших известных регионов HII. [14]
Ранние расчеты, основанные на предполагаемой светимости HR 5171B, дали расстояние 3,2 кпк и 3,2 звездной величины межзвездного поглощения . Сравнение HR 5171A с аналогичными звездами в Магеллановых Облаках предполагает расстояние 3,7 кпк. Среднее расстояние, основанное на всех этих расчетах, составляет 3,6 кпк [10], которое до сих пор является широко принятым расстоянием, хотя есть основания полагать, что оно могло бы быть ближе. [5]
Gum 48d также внесен в каталог как RCW 80, хотя обозначение RCW 80 иногда используется для обозначения более далекого остатка сверхновой G309.2-00.6, который перекрывает его. [5] скоплением NGC 5281 лежит 19' от HR 5171, проектируются на остаток сверхновой , но только около 1200 парсек от Земли. [22]
Спектр
В спектре HR 5171 легко разделить светящуюся желтую звезду и ярко-синий сверхгигант. Третий компонент, HR 5171Ab, не разрешен, и его спектральный класс не определен. Обе звезды показывают 3-4 степени покраснения из-за угасания пыли.
Желтая звезда была определена как спектральный стандарт для звезд K0 0-Ia. [20] Он показывает общие черты сверхгиганта позднего G или раннего K, но с рядом особенностей. На высокую светимость указывает сила разрыва CN 421,5 нм и наличие инфракрасного триплета кислорода . Он также показывает большой избыток инфракрасного излучения и исключительно сильное поглощение силикатом , оба из которых вызваны пылевой оболочкой, сконденсированной из материала, выброшенного из звезды. [10] Необычный синий избыток около 383,8 нм может быть связан с люминесценцией полициклических ароматических углеводородов (ПАУ). [5] Спектр находится под сильным влиянием протяженной атмосферы звезды, с сильными эмиссионными линиями, сформированными в звездном ветре, и континуумом, формирующимся в протяженной области, а не на резкой поверхности фотосферы . У звезды фактически есть псевдофотосфера, скрывающая истинную поверхность звезды. [2]
Голубой спутник был классифицирован как B0 Ibp, горячий сверхгигант нормальной светимости, с некоторой неопределенностью. Код спектральной особенности указывает на то, что его линии поглощения менее резкие, чем обычно для звезды этого типа. [10]
Изменчивость
HR 5171 показывает беспорядочные изменения яркости и цвета . HR 5171B, по-видимому, стабилен, причем изменения связаны с физическими изменениями в гипергигантской звезде, вариациями оболочки и затмениями между двумя близкими спутниками.
Первичный и вторичный минимумы имеют глубины 0,21 и 0,14 звездной величины соответственно на видимых длинах волн. Кривая блеска показывает почти непрерывное изменение из-за контактной природы системы, но есть отчетливое плоское дно вторичного минимума, где вторичный элемент проходит перед первичным. Форма кривой блеска затмения предполагает, что орбита почти граничит с Землей, и что вторичный объект немного горячее, чем первичный.
Затмения происходят на фоне внутренних вариаций. Статистически система имеет среднюю величину 6,54 и средние вариации 0,23 величины за период с середины 20 века до 2013 года, но в пределах этого периода есть десятилетия с относительно небольшими вариациями и другие, которые гораздо более активны. Наблюдалось три глубоких минимума в 1975, 1993 и 2000 годах, при этом блеск каждый раз опускался ниже 7-й звездной величины в течение примерно года. Изменения цвета в этих минимумах предполагают переход яркости от видимого к инфракрасному в результате охлаждения или повторного использования окружающей оболочки. После глубоких минимумов наблюдаются более мелкие пики яркости. В целом, с 2000 года изменчивость яркости стала намного сильнее.
Вариации инфракрасной яркости по сравнению с визуальной яркостью довольно хорошо соответствуют кривой блеска, предполагая, что изменения яркости связаны с изменениями цвета или угасания, но в индексе цвета BV наблюдается вековая тенденция . С 1942 по 1982 год BV неуклонно увеличивался с 1,8 до 2,6. С тех пор он был примерно постоянным. Похоже, это не связано с покраснением, поскольку не зависит от визуальной величины, поэтому предполагает изменение самой звезды. Наиболее вероятное изменение состоит в том, что гипергигант остывает и увеличивается в размерах.
Вариации непостоянны, но сильная 657-дневная периодичность была замечена в фотометрии Hipparcos HR 5171. Более поздние вариации показали самую сильную периодичность около 3300 дней, но также показали и другие периоды, включая период 648 дней. Эта постоянная периодичность во всех других вариациях связана с затмениями дважды каждые 1304 дня. [2]
Он классифицируется в Общем каталоге переменных звезд как возможная переменная S Doradus , а также как затменная переменная. [4]
Характеристики
Угловой диаметр HR 5171A был опубликован трижды с использованием измерений с очень большого телескопа , дважды с помощью интерферометра AMBER и один раз с помощью интерферометра PIONIER . Во всех случаях был обнаружен неожиданно большой диаметр, примерно от 3,3 до 4,1 мсек. Дуги, что намного превышает 1000 R ☉ на принятом расстоянии 3,6 кпк.
Самая ранняя интерферометрия AMBER проводилась в диапазоне инфракрасных длин волн в марте 2012 года. Наиболее подходящей моделью был четко очерченный однородный диск с небольшим ярким пятном на краю, окруженный более слабой протяженной оболочкой. Однородный диск, принятый за фотосферу более крупной звезды, имел диаметр 3,39 мсек. Дуги , что соответствовало радиусу 1315 ± 260 солнечных радиусов (915 000 000 ± 181 000 000 км ; 6,12 ± 1,21 а.е. ). Размер меньшего диска, который считается вторичной звездой, не был точно определен. [2] Вторая серия наблюдений AMBER была сделана в K-диапазоне в апреле 2014 года. Наилучшие совпадения для однородного диска и радиуса Росселанда модели атмосферы были почти идентичны на 3,87 мсек. Дуги и 3,86 мсек. Дуги соответственно, что соответствует радиусу 1,492 ± 540 R ☉ (6,94 ± 2,51 ат. ед. ). [11] Наблюдения PIONIER проводились в шести различных инфракрасных длинах волн в течение 2016 и 2017 годов. Синтез апертуры был использован для получения изображения HR 5171 на трех разных фазах орбиты. На двух изображениях вторичная звезда видна перед главной звездой, а на третьем ожидается, что она будет позади главной звезды и не будет видна. Фотосфера, смоделированная как атмосфера звезды Росселанда, окруженная протяженным однородным диском, оказалась между 3,3 и 4,8 мсек. Дуги. В целом, было рассчитано , чтобы быть 1575 ± 400 радиус первичного R ☉ (7,32 ± 1,86 а.е. ) и 650 ± 150 R ☉ (450000000 ± 100000000 км ) для вторичного. [12] Радиусы статистически согласуются друг с другом, но более характерны для экстремального красного сверхгиганта , чем для желтого гипергиганта . Неясно, связано ли это с бинарным взаимодействием или неправильной интерпретацией необычного и сильно покрасневшего спектра. [2]
Светимость была рассчитана из спектрального распределения энергии (SED) фитинга , чтобы быть 630000 л ☉ , предполагая , что расстояние 3,7 кпса и 3,2 величины межзвездного поглощения. [9] Это значительно ярче, чем ожидалось для любого красного сверхгиганта и даже для желтого гипергиганта. [5] эффективная температура , полученная из сопоставления ИК - спектров составляют 5000 К, [2] , при этом температура рассчитывается от радиуса 1490 R ☉ и светимости 630,000 L ☉ является 4290 ± 760 К. [11]
Близкая вторичная звезда HR 5171 Ab представляет собой светящуюся желтую звезду с радиусом примерно в три раза меньше первичной звезды и почти такой же температурой. Судя по форме кривой блеска затмения, она на 12% ярче, чем основная звезда, и немного горячее. Он намного менее массивен, по оценкам, всего в десятую часть массы первичной обмотки. Его точные свойства можно предсказать только на основе моделей, поскольку он едва отличается от своего более крупного спутника, и его спектр невозможно отличить. [2]
Горячий компаньон HR 5171 B - сверхгигант B0, в 316 000 раз ярче Солнца, согласно статье 1992 года. Хотя это примерно половина болометрической светимости HR 5171A, она на три величины слабее, поскольку большая часть его излучения находится в ультрафиолетовом диапазоне .
Эволюция
Эволюционная история HR 5171A осложняется его неопределенными и необычными физическими свойствами и двойным спутником. Как одиночная звезда с температурой 4290 К, ее свойства соответствуют невращающейся звезде с начальной массой 32-40 M ☉ или, возможно, вращающейся звезде с начальной массой 25 M, возраст которой несколько миллионов лет и около самой низкой температуры и самого большого размера. Такие звезды слишком массивны, чтобы производить сверхновые типа II-P на стадии красных сверхгигантов, и будут эволюционировать до более высоких температур, что, вероятно, вызовет взрыв сверхновой другого типа. [11] При температуре 5000 К это была бы немного более развитая звезда, покинувшая фазу красного сверхгиганта. Первичная звезда, вероятно, подвергается переполнению лепестка ветра (WRLOF), при этом часть материала переносится на вторичную. Это возможный эволюционный путь к двойной системе Вольфа-Райе с лишенной оболочкой . Взаимодействие между парой должно привести к синхронному вращению , что является возможным путем к быстро вращающимся светящимся синим переменным или звездам B [e] . [2]
Рекомендации
- ^ a b c d e f g 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.
- ^ Б с д е е г ч я J к л м п о Chesneau, O .; Meilland, A .; Chapellier, E .; Millour, F .; Ван Гендерен, AM; Nazé, Y .; Smith, N .; Spang, A .; Курильщик, СП; Дессарт, Л .; Kanaan, S .; Bendjoya, Ph .; Застолье, МВт; Groh, JH; Lobel, A .; Nardetto, N .; Otero, S .; Oudmaijer, RD; Текола, АГ; Уайтлок, Пенсильвания; Arcos, C .; Curé, M .; Ванзи, Л. (2014). «Желтый гипергигант HR 5171 A: разрешение массивной взаимодействующей двоичной системы в фазе общей оболочки». Астрономия и астрофизика . 563 : A71. arXiv : 1401.2628v2 . Бибкод : 2014A & A ... 563A..71C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322421 . S2CID 52108686 .
- ^ Кинан, ПК; McNeil, RC (1989). «Каталог Perkins обновленных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 71 : 245. Bibcode : 1989ApJS ... 71..245K . DOI : 10.1086 / 191373 .
- ^ а б Самусь, Н.Н.; Дурлевич, О.В. и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
- ^ Б с д е е г ч Ван Гендерен, AM; Nieuwenhuijzen, H .; Лобель, А. (2015). «Раннее обнаружение голубого свечения нейтральными ПАУ в направлении желтого гипергиганта HR 5171A?». Астрономия и астрофизика . 583 : A98. arXiv : 1509.07421 . Bibcode : 2015A & A ... 583A..98V . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201526392 . S2CID 56270146 .
- ^ Гончаров, Г.А. (2006). "Пулковская компиляция лучевых скоростей для 35 495 звезд Hipparcos в общей системе". Письма об астрономии . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode : 2006AstL ... 32..759G . DOI : 10.1134 / S1063773706110065 . S2CID 119231169 .
- ^ а б в Браун, AGA; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). « Gaia Data Release 2: краткое изложение содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A & A ... 616A ... 1G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
- ^ а б в г ван Гендерен, AM; Lobel, A .; Nieuwenhuijzen, H .; Генри, GW; De Jager, C .; Blown, E .; Ди Скала, G .; Ван Баллегой, EJ (2019). «Пульсации, извержения и эволюция четырех желтых гипергигантов». Астрономия и астрофизика . 631 : A48. arXiv : 1910.02460 . Bibcode : 2019A & A ... 631A..48V . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201834358 . S2CID 203836020 .
- ^ а б в Хамфрис, Р.М. (1978). «Исследования светящихся звезд в ближайших галактиках. I. Сверхгиганты и O-звезды в Млечном Пути». Астрофизический журнал . 38 : 309. Bibcode : 1978ApJS ... 38..309H . DOI : 10.1086 / 190559 .
- ^ а б в г д Хамфрис, РМ; Strecker, DW; Ней, EP (1971). «G-сверхгиганты высокой светимости». Астрофизический журнал . 167 : L35. Bibcode : 1971ApJ ... 167L..35H . DOI : 10.1086 / 180755 .
- ^ Б с д е е г ч Wittkowski, M .; Arroyo-Torres, B .; Marcaide, JM; Abellan, FJ; Chiavassa, A .; 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 . Bibcode : 2017A & A ... 597A ... 9W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201629349 . S2CID 55679854 .
- ^ а б в г д е Витковски, М; Abellan, F.J; Арройо-Торрес, B; Кьявасса, А; Guirado, J.C; Marcaide, J.M .; Альберди, А; Де Вит, В. Дж; Hofmann, K.-H; Meilland, A; Millour, F; Мохамед, S; Санчес-Бермудес, Дж. (28 сентября 2017 г.). "Многоэлементное изображение сверхгиганта V766 Cen с помощью VLTI-PIONIER: изображение ближайшего спутника перед главным объектом". Астрономия и астрофизика . 1709 : L1. arXiv : 1709.09430 . Bibcode : 2017A & A ... 606L ... 1W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201731569 . S2CID 54740936 .
- ^ а б Ван Гендерен, AM (1992). «Вариации блеска массивных звезд (переменные Альфа Лебедя). XII - фотометрическая история гипергиганта G8Ia (+) V766 CEN (= HR 5171A) в 1953–1991 годах и ее интерпретация». Астрономия и астрофизика . 257 : 177. Bibcode : 1992A & A ... 257..177V .
- ^ а б в Karr, JL; Manoj, P .; Охаши, Н. (2009). «Gum 48d: эволюционировавшая область H II с продолжающимся звездообразованием». Астрофизический журнал . 697 (1): 133–147. arXiv : 0903.0934 . Bibcode : 2009ApJ ... 697..133K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 697/1/133 . S2CID 17962808 .
- ^ Джим Калер. "V766 Centauri" . Проверено 21 ноября 2015 .
- ^ Пикеринг, Эдвард Чарльз (1908). «Пересмотренная гарвардская фотометрия: каталог положений, фотометрических величин и спектров 9110 звезд, в основном с блеском 6,50 и более ярких, наблюдаемых с помощью 2- и 4-дюймовых меридианных фотометров». Летопись астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 50 : 1. Bibcode : 1908AnHar..50 .... 1P .
- ^ Иннес, RTA; Dawson, BH; Ван ден Бос, WH (1927). "Южный каталог двойных звезд от -19 до -90 градусов". Йоханнесбург . Bibcode : 1927sdsc.book ..... я .
- ^ Стой, Р. Х. (1956). «Фотоэлектрические величины и цвета 270 южных звезд». Ежемесячные заметки Астрономического общества Южной Африки . 15 : 96. Bibcode : 1956MNSSA..15 ... 96S .
- ^ Cowley, A .; Cowley, C .; Ящек, М .; Ящек, К. (1969). «Исследование ярких А-звезд. I. Каталог спектральных классификаций». Астрономический журнал . 74 : 375. Bibcode : 1969AJ ..... 74..375C . DOI : 10.1086 / 110819 .
- ^ а б Кинан, ПК; Питтс, RE (1980). «Пересмотренные спектральные классы МК для звезд G, K и M». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 42 : 541. Bibcode : 1980ApJS ... 42..541K . DOI : 10,1086 / 190662 .
- ^ Кукаркин Б.В.; Холопов ПН; Кукаркина, Н.П .; Перова Н.Б. (1973). "59-й именной список переменных звезд". Информационный бюллетень по переменным звездам . 834 : 1. Bibcode : 1973IBVS..834 .... 1K .
- ^ Сафи-Харб, Самар; Рибо, Марк; Батт, Юсуф; Мэтисон, Хизер; Негеруэла, Игнасио; Лу, Фанцзюнь; Цзя, Шумей; Чен, Юн (2007). «Многоволновое исследование 1WGA J1346.5-6255: новый аналог γ Cas, не связанный с фоновым остатком сверхновой G309.2-00.6». Астрофизический журнал . 659 (1): 407–418. arXiv : astro-ph / 0607551 . Bibcode : 2007ApJ ... 659..407S . DOI : 10.1086 / 512055 . S2CID 15997425 .
Внешние ссылки
- VLTI возвращается к самому большому из когда-либо обнаруженных желтых гипергигантов www.eso.org