Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Сравнение Пистолетной звезды , Ро Кассиопеи , Бетельгейзе и VY Canis Majoris, наложенных на очертание Солнечной системы. Синее полукольцо в центре у левого края представляет собой орбиту Нептуна , самой удаленной планеты Солнечной системы .

Гипергигант ( класс светимости 0 или Ia + ) является очень редким типом звезды , который имеет чрезвычайно высокую светимость потерю, массы, размеров и массы из - за свои крайние звездные ветра . Термин гипергигант определяется как класс светимости 0 (ноль) в системе MKK . Однако это редко встречается в литературе или в опубликованных спектральных классификациях, за исключением конкретных четко определенных групп, таких как желтые гипергиганты , RSG ( красные сверхгиганты ) или синие сверхгиганты B (e).со спектрами излучения. Чаще гипергиганты классифицируются как Ia-0 или Ia + , но красные сверхгиганты редко получают эту спектральную классификацию. Астрономы заинтересованы в этих звездах, потому что они связаны с пониманием звездной эволюции, особенно со звездообразованием, стабильностью и их ожидаемой гибелью в виде сверхновых .

Происхождение и определение [ править ]

В 1956 году астрономы Фист и Теккерей использовали термин супер-сверхгигант (позже преобразованный в гипергигант) для звезд с абсолютной величиной ярче M V = −7 ( M Bol будет больше для очень холодных и очень горячих звезд, например, на не менее −9,7 для гипергиганта B0). В 1971 году Кинан предположил, что этот термин будет использоваться только для сверхгигантов, показывающих по крайней мере одну широкую эмиссионную компоненту в Hα , указывающую на протяженную звездную атмосферу или относительно большой темп потери массы. Критерий Кинана сегодня наиболее часто используется учеными. [1]

Чтобы быть классифицированным как гипергигант, звезда должна быть очень яркой и иметь спектральные характеристики, указывающие на атмосферную нестабильность и значительную потерю массы. Следовательно, не-гипергигантская сверхгигантская звезда может иметь такую ​​же или более высокую светимость, что и гипергигант того же спектрального класса. Ожидается, что гипергиганты будут иметь характерное уширение и красное смещение своих спектральных линий, создавая характерную спектральную форму, известную как профиль P Лебедя . Использование линий излучения водорода бесполезно для определения самых холодных гипергигантов, и они в основном классифицируются по светимости, поскольку потеря массы для этого класса почти неизбежна.

Формирование [ править ]

Звезды с начальной массой выше примерно 25  M ☉ быстро удаляются от главной последовательности и несколько увеличивают светимость, становясь голубыми сверхгигантами. Они охлаждаются и увеличиваются примерно при постоянной яркости, становясь красными сверхгигантами, затем сжимаются и повышаются в температуре по мере того, как сдуваются внешние слои. Они могут «отскакивать» назад и вперед, выполняя одну или несколько «синих петель», все еще с довольно устойчивой светимостью, пока они не взорвутся как сверхновые или полностью не сбросят свои внешние слои, чтобы стать звездой Вольфа-Райе . Звезды с начальной массой более 40  M ☉просто слишком светятся, чтобы создать 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 шаги и перейти непосредственно к стадии Вольфа – Райе.

Это означает, что звезды в верхней части диаграммы Герцшпрунга-Рассела, где обнаружены гипергиганты, могут быть недавно образованными из главной последовательности и все еще иметь большую массу, или гораздо более развитые звезды пост-красных сверхгигантов, которые потеряли значительную часть своей начальной массы , и эти объекты нельзя отличить просто по их светимости и температуре. Звезды с большой массой с высокой долей остающегося водорода более стабильны, в то время как более старые звезды с меньшей массой и более высокой долей тяжелых элементов имеют менее стабильную атмосферу из-за повышенного радиационного давления и уменьшения гравитационного притяжения. Считается, что это гипергиганты, близкие к пределу Эддингтона и быстро теряющие массу.

Считается, что желтые гипергиганты - это обычно пост-красные сверхгиганты, которые уже потеряли большую часть своей атмосферы и водорода. Известно несколько более стабильных желтых сверхгигантов большой массы с примерно такой же светимостью, которые, как считается, эволюционируют в фазу красного сверхгиганта, но они редки, поскольку ожидается, что это будет быстрый переход. Поскольку желтые гипергиганты - это пост-красные сверхгиганты, существует довольно жесткий верхний предел их светимости в районе 500 000–750 000  л , но голубые гипергиганты могут быть намного ярче, иногда в несколько миллионов л ☉ .

Почти все гипергиганты демонстрируют вариации светимости с течением времени из-за нестабильности внутри их недр, но они небольшие, за исключением двух отдельных областей нестабильности, где обнаруживаются светящиеся синие переменные (LBV) и желтые гипергиганты . Из-за их большой массы время жизни гипергигантов очень короткое в астрономических масштабах времени: всего несколько миллионов лет по сравнению с примерно 10 миллиардами лет для звезд, подобных Солнцу . Гипергиганты образуются только в самых крупных и плотных областях звездообразования, и из-за их короткой жизни известно лишь небольшое их число, несмотря на их чрезвычайную светимость, которая позволяет их идентифицировать даже в соседних галактиках. Время, проведенное в некоторых фазах, таких как LBV, может составлять всего несколько тысяч лет.[2] [3]

Стабильность [ править ]

Большая туманность в Киле, окружающая Эта Киля

Поскольку светимость звезд сильно увеличивается с массой, светимость гипергигантов часто очень близка к пределу Эддингтона , который представляет собой светимость, при которой давление излучения, расширяющее звезду наружу, равно силе гравитации звезды, коллапсирующей звезду внутрь. Это означает, что поток излучения, проходящий через фотосферу гипергиганта, может быть почти достаточно сильным, чтобы оторваться от фотосферы. Выше предела Эддингтона звезда будет генерировать столько излучения, что части ее внешних слоев будут выброшены массивными вспышками; это эффективно ограничит светимость звезды при более высокой светимости в течение более длительных периодов.

Хорошим кандидатом на роль хозяина ветра, вызываемого континуумом, является Эта Киля , одна из самых массивных звезд, когда-либо наблюдаемых. При оценке массы около 130 масс Солнца и светимости в четыре миллиона раз больше, чем у Солнца , астрофизики предполагают, что Эта Киля может иногда превышать предел Эддингтона . [4] В последний раз могла быть серия взрывов, наблюдавшихся в 1840–1860 годах, когда скорость потери массы была намного выше, чем наше нынешнее понимание того, что допускают звездные ветры. [5]

В отличие от линейных звездных ветров (то есть ветров , вызываемых поглощением света от звезды в огромном количестве узких спектральных линий ), движение континуума не требует присутствия «металлических» атомов  - атомов, отличных от водорода и гелия , которые таких линий мало - в фотосфере . Это важно, поскольку большинство массивных звезд также очень бедны металлами, а это означает, что эффект должен работать независимо от металличности . По тем же соображениям, движение континуума также может способствовать достижению верхнего предела массы даже для первого поколения звезд сразу после Большого взрыва., который вообще не содержал металлов.

Другая теория, объясняющая массивные вспышки, например, Eta Carinae, - это идея глубоко расположенного гидродинамического взрыва, отрывающего части внешних слоев звезды. Идея состоит 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 мощному взрыву. Теория, однако, мало изучена, и неясно, может ли это действительно случиться. [6]

Другая теория, связанная с гипергигантскими звездами, - это способность образовывать псевдофотосферу, то есть сферическую оптически плотную поверхность, которая на самом деле формируется звездным ветром, а не является истинной поверхностью звезды. Такая псевдофотосфера будет значительно холоднее, чем более глубокая поверхность под движущимся наружу плотным ветром. Было высказано предположение, что это объясняет «отсутствующие» LBV промежуточной светимости и присутствие желтых гипергигантов примерно с такой же светимостью и более низкими температурами. Желтые гипергиганты на самом деле являются LBV, образовавшими псевдофотосферу и, следовательно, имеющими более низкую температуру. [7]

Отношения с Ofpe, WNL, LBV и другими звездами-сверхгигантами [ править ]

Изображение окрестностей VY Canis Majoris с очень большого телескопа

Гипергиганты - это развитые звезды с высокой светимостью и большой массой, которые находятся в тех же или аналогичных областях диаграммы HR со звездами с разными классификациями. Не всегда ясно, представляют ли разные классификации звезды с разными начальными условиями, звезды на разных этапах 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 помогают установить отношения между разными типами звезд.

Хотя большинство звезд- сверхгигантов менее ярки, чем гипергиганты аналогичной температуры, некоторые из них попадают в тот же диапазон светимости. [10] Обычные сверхгиганты по сравнению с гипергигантами часто не имеют сильных выбросов водорода, уширенные спектральные линии которых указывают на значительную потерю массы. Развитые сверхгиганты с меньшей массой не возвращаются из фазы красных сверхгигантов, ни взрываясь как сверхновые, ни оставляя после себя белый карлик.

Светящиеся синие переменные - это класс ярко светящихся горячих звезд, которые демонстрируют характерные спектральные вариации. Они часто лежат в зоне «покоя», где более горячие звезды обычно более светятся, но периодически подвергаются сильным поверхностным извержениям и перемещаются в узкую зону, где звезды всех светимостей имеют примерно одинаковую температуру, около 8000 К. [11] Эта «активная» зона находится около горячего края нестабильной «пустоты», где находятся желтые гипергиганты , с некоторым перекрытием. Неясно, удастся ли желтым гипергигантам когда-либо преодолеть пустоту нестабильности, 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, не проявляющие характеристик 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, либо представляют собой объекты другого типа. [17] [18]

Звезды Вольфа – Райеочень горячие звезды, утратившие большую часть или все свои внешние слои. WNL - это термин, используемый для звезд поздней стадии (т.е. более холодных) звезд Вольфа – Райе, в спектрах которых преобладает азот. Хотя обычно считается, что это стадия, которой достигают гипергиганты после значительной 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 кратким промежуточным звеном между крупными звездами главной последовательности. и гипергиганты или LBV. Спокойные LBV наблюдались со спектрами WNL, а видимые звезды Ofpe / WNL изменились, чтобы показать спектры голубых гипергигантов.Высокая скорость вращения заставляет массивные звезды быстро терять свои атмосферы и препятствовать переходу от главной последовательности к сверхгигантам, так что они напрямую становятся звездами Вольфа – Райе. Звезды Вольфа Райе, косые звезды, крутые косые звезды (также известные как WN10 / 11), Ofpe, Of+ и Of * звезды не считаются гипергигантами. Хотя они светятся и часто имеют сильные линии излучения, у них есть собственные характерные спектры. [19]

Известные гипергиганты [ править ]

Сверхгигантов сложно изучать из-за их редкости. Многие гипергиганты обладают сильно изменяющимся спектром, но здесь они сгруппированы в широкие спектральные классы.

Светящиеся синие переменные [ править ]

Некоторые светящиеся синие переменные классифицируются как гипергиганты, по крайней мере, в течение части их цикла изменения:

  • Эта Киля в туманности Киля ( NGC 3372 ) в южном созвездии Киля . Эта Киля чрезвычайно массивна, возможно, в 120–150 раз больше массы Солнца и в 4–5 миллионов раз ярче. Возможно, объект другого типа, нежели LBV, или экстремальный для LBV.
  • P Лебедя , в северном созвездии Лебедя . Прототип общих характеристик спектральных линий LBV .
  • S Doradus в Большом Магеллановом Облаке в южном созвездии Дорадо . Переменная-прототип, LBV еще иногда называют переменными S Doradus.
  • Пистолет Star (V4647 Sgr), недалеко от центра Млечного Пути, в созвездии Стрельца . Пистолетная звезда, возможно, в 150 раз массивнее Солнца и примерно в 1,7 миллиона раз ярче. Рассмотрена кандидатура LBV, но вариативность не подтверждена.
  • V4029 Стрельцы
  • V905 Скорпион
  • HD 6884 , [20] (R40 в SMC)
  • HD 269700 , [7] [21] (R116 в БМО)
  • LBV 1806-20 в скоплении 1806-20 на другой стороне Млечного Пути.

Голубые гипергиганты [ править ]

Гипергигант звезда и ее proplyd протопланетного диска по сравнению с размером Солнечной системы

Обычно B-класс, иногда поздно O или рано A:

  • AS 314
  • BP Crucis (Wray 977 или GX 301-2), двойная с спутником пульсаром . [22]
  • Cygnus OB2-12 [22] [а]
  • HD 32034 [23] (R62 в LMC)
  • HD 37974 [24] (R126 в LMC)
  • HD 80077 , кандидат LBV [22] `
  • HD 268835 (R66 в LMC)
  • HD 269781 [23] (в LMC)
  • HD 269661 [23] (R111 в LMC)
  • HD 269604 [23] (в LMC)
  • HDE 269128 (R81 в LMC), кандидат в LBV, затменная двойная система. [25]
  • HT Sagittae [22]
  • V430 Scuti [22]
  • V452 Scuti , кандидат LBV [26]
  • V1429 Aquilae (= MWC 314), кандидат LBV со своим спутником-сверхгигантом.
  • V1768 Cygni [22]
  • V2140 Cygni [22]
  • V4030 Стрелец
  • Зеты Скорпиона [b]

В Центральном регионе Галактики: [27]

  • Звезда 13 , тип O, кандидат LBV
  • Звезда 18 , тип O, кандидат LBV

В Вестерлунде 1 : [28]

  • W5 (возможно Вольф – Райе)
  • W7
  • W13 (двоичный?)
  • W33
  • W42a

Желтые гипергиганты [ править ]

Поле вокруг желтой звезды-гипергиганта HR 5171

Желтые гипергиганты с поздними спектрами A -K:

  • HD 7583 (R45 в SMC)
  • HD 33579 (в LMC)
  • HD 268757 [24] (R59 в LMC)
  • IRAS 17163-3907 [29]
  • IRAS 18357-0604 [30]
  • IRC + 10420 (V1302 Aql)
  • Ро Кассиопеи
  • V382 Кили
  • V509 Кассиопеи
  • V766 Центавра (HR 5171A) [31]
  • V1427 Aquilae [c]
  • V915 Скорпион
  • Переменная A (в M33)

В Вестерлунде 1 : [28]

  • W4
  • W8a
  • W12a
  • W16a
  • W32
  • W265

В галактике Треугольник :

  • LGGS J013250.70 + 304510.6

В галактике Секстанов :

  • Секстанс A7 [33]

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

Красные гипергиганты [ править ]

Сравнение размеров диаметра Солнца и VY Canis Majoris , гипергиганта, который входит в число крупнейших известных звезд

Спектры M-типа крупнейших известных звезд:

  • NML Cygni
  • WOH G64
  • Вестерлунд 1-26
  • VY Canis Majoris
  • С. Персей [34]
  • VX Стрелец

См. Также [ править ]

  • Список самых массивных звезд
  • Гипернова

Примечания [ править ]

  1. ^ Некоторые авторы считают Cygnus OB2-12 LBV из-за его чрезвычайной яркости, хотя он не показал характерной изменчивости.
  2. ^ Brightest звезда OB ассоциации Скорпиона OB1 и LBV кандидата. [22]
  3. ^ Может быть просто более близкой звездой после AGB. [32]

Ссылки [ править ]

  1. ^ де Ягер, К. (1998). «Желтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Bibcode : 1998A & ARv ... 8..145D . DOI : 10.1007 / s001590050009 .
  2. ^ Кирилл Георгий; Сильвия Экстрём; Жорж Мейне; Филип Мэсси; Левеск; Рафаэль Хирски; Патрик Эггенбергер; Андре Медер (2012). «Сетки звездных моделей с вращением II. Популяции WR и предшественники сверхновых / GRB на 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. ^ Brott, I .; Эванс, CJ; Хантер, I .; Де Котер, А .; Langer, N .; Dufton, PL; Cantiello, M .; Trundle, C .; Леннон, диджей; Де Минк, ЮВ ; Yoon, S. -C .; 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; Ван Марль, Аллард Ян (2007). «Светящиеся синие переменные и потеря массы около 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; Гейли, КГ; Шавив, штат Нью-Джерси (2004). «Формализм длины пористости для утомляющей фотоны ограниченной потери массы звезд выше предела Эддингтона». Астрофизический журнал . 616 (1): 525–541. arXiv : astro-ph / 0409573 . Bibcode : 2004ApJ ... 616..525O . DOI : 10.1086 / 424910 . S2CID 2331658 . 
  6. ^ Смит, N .; Овоки, СП (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд и звезд III популяции». Астрофизический журнал . 645 (1): L45 – L48. arXiv : astro-ph / 0606174 . Bibcode : 2006ApJ ... 645L..45S . DOI : 10.1086 / 506523 . S2CID 15424181 . 
  7. ^ а б Винк, JS (2012). «Эта Киля и светящиеся голубые переменные». Эта Киля и Самозванцы сверхновых . Библиотека астрофизики и космических наук. 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 перед сверхновой». Обзоры в современной астрономии . 11 : 57. Bibcode : 1998RvMA ... 11 ... 57L .
  9. ^ Stothers, N .; Чин, К.-В. (1996). «Эволюция массивных звезд в светящиеся голубые переменные и звезды Вольфа-Райе для ряда металличностей». Астрофизический журнал . 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 .
  11. ^ Винк, Джорик С. (2012). «Эта Киля и светящиеся голубые переменные». Эта Киля и Самозванцы сверхновых . Эта Киля и Самозванцы сверхновых . Библиотека астрофизики и космических наук. 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. ^ Stothers, RB; Чин, CW (2001). «Желтые гипергиганты как динамически нестабильные звезды после красных сверхгигантов» . Астрофизический журнал . 560 (2): 934. Bibcode : 2001ApJ ... 560..934S . DOI : 10.1086 / 322438 .
  13. ^ Nieuwenhuijzen, H; де Ягер, С. (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три эволюционно критических гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163–176. Бибкод : 2000A & A ... 353..163N .
  14. ^ Кларк, JS; Castro, N .; Гарсия, М .; Herrero, A .; Najarro, F .; Negueruela, I .; Ричи, BW; Смит, К.Т. (2012). «О природе кандидатов в светящиеся синие переменные в M 33». Астрономия и астрофизика . 541 : A146. arXiv : 1202.4409 . Бибкод : 2012A & A ... 541A.146C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201118440 . S2CID 17900583 . 
  15. ^ Робберто, М .; Хербст, TM (1998). «Теплая пыль вокруг синих гипергигантов: средне-инфракрасное изображение светящейся синей переменной HD 168625» . Астрофизический журнал . 498 (1): 400–412. Bibcode : 1998ApJ ... 498..400R . DOI : 10.1086 / 305519 .
  16. ^ Хамфрис, Роберта М .; Вайс, Керстин; Дэвидсон, Крис; Боманс, диджей; Бургграф, Биргитта (2014). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. II. Светящиеся голубые переменные, потенциальные LBV, звезды эмиссионной линии Fe II и другие сверхгиганты». Астрофизический журнал . 790 (1): 48. arXiv : 1407.2259 . Bibcode : 2014ApJ ... 790 ... 48H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 790/1/48 . S2CID 119177378 . 
  17. ^ a b Грох, Хосе; Мейне, Жорж; Экстром, Сильвия; Георгий, Кирилл (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры I. Невращающаяся звезда 60 Мсн от главной последовательности нулевого возраста до стадии до сверхновой». Астрономия и астрофизика . 564 : A30. arXiv : 1401.7322 . Бибкод : 2014A & A ... 564A..30G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322573 . S2CID 118870118 . 
  18. ^ Groh, JH; Meynet, G .; Экстрём, С. (2013). «Массивная эволюция звезд: светящиеся синие переменные как неожиданные прародители 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". Астрофизический журнал . 601 (1): 228–241. arXiv : astro-ph / 0310187 . Bibcode : 2004ApJ ... 601..228B . DOI : 10.1086 / 380485 . S2CID 119371998 . 
  20. ^ Стеркен, C .; де Гроот, М .; ван Гендерен, AM (1998). «Цикличности световых вариаций светящихся голубых переменных II. R40, развивающая фазу S Doradus». Астрономия и астрофизика . 333 : 565. Bibcode : 1998A & A ... 333..565S .
  21. ^ Ван Гендерен, AM; Стеркен, К. (1999). «Вариации блеска массивных звезд (переменные альфа Лебедя). XVII. Сверхгиганты LMC 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 .
  22. ^ Б с д е е г ч Кларк, JS; Najarro, F .; Negueruela, I .; Ричи, BW; Урбанежа, Массачусетс; Ховарт, ИД (2012). «О природе галактических гипергигантов класса B». Астрономия и астрофизика . 541 : A145. arXiv : 1202.3991 . Бибкод : 2012A & A ... 541A.145C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117472 . S2CID 11978733 . 
  23. ^ a b c d Кэтрин Ф. Нойджент; Филип Мэсси; Брайан Скифф; Жорж Мейне (апрель 2012 г.). «Желтые и красные сверхгиганты в Магеллановых облаках». Астрофизический журнал . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Bibcode : 2012ApJ ... 749..177N . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 749/2/177 . S2CID 119180846 . 
  24. ^ а б Ван Гендерен, AM; Jones, A .; Стеркен, К. (2006). «Световые вариации переменных альфа-Лебедя в Магеллановых облаках». Журнал астрономических данных . 12 : 4. Bibcode : 2006JAD .... 12 .... 4V .
  25. ^ Вольф, B .; Кауфер, А .; Ривиниус, Т .; Stahl, O .; Szeifert, T .; Tubbesing, S .; Шмид, HM (2000). «Спектроскопический мониторинг светящихся горячих звезд Магеллановых облаков». Термический и ионизационный аспекты течений горячих звезд . 204 : 43. Bibcode : 2000ASPC..204 ... 43W .
  26. ^ Мирошниченко, АС; Ченцов Е.Л .; Клочкова, В.Г. (2000). «AS314: пыльный гипергигант A-типа» (PDF) . Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 144 (3): 379. Bibcode : 2000A и AS..144..379M . DOI : 10.1051 / AAS: 2000216 .
  27. ^ Столовы, SR; Cotera, A .; Dong, H .; Моррис, MR; Ван, QD; Столовы, СР; Ланг, К. (2010). "Изолированные звезды Вольфа-Райе и сверхгиганты в районе центра Галактики, идентифицированные с помощью избытка Пашена". Астрофизический журнал . 725 (1): 188–199. arXiv : 1009,2769 . Bibcode : 2010ApJ ... 725..188M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 725/1/188 . S2CID 20968628 . 
  28. ^ a b Кларк, JS; Negueruela, I .; Кроутер, Пенсильвания; Гудвин, SP (2005). «О массивном звездном населении суперзвездного скопления Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика . 434 (3): 949. arXiv : astro-ph / 0504342 . Бибкод : 2005A & A ... 434..949C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20042413 .
  29. ^ Lagadec, E .; Zijlstra, AA; Oudmaijer, RD; Verhoelst, T .; Кокс, Нью-Джерси; Szczerba, R .; Mékarnia, D .; Ван Винкель, Х. (2011). "Двойная отделенная оболочка вокруг пост-красного сверхгиганта: IRAS 17163-3907, туманность Жареное Яйцо". Астрономия и астрофизика . 534 : L10. arXiv : 1109.5947 . Bibcode : 2011A&A ... 534L..10L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117521 . S2CID 55754316 . 
  30. ^ Кларк, JS; Negueruela, I .; Гонсалес-Фернандес, К. (2013). «IRAS 18357-0604 - аналог желтого галактического гипергиганта IRC +10420?». Астрономия и астрофизика . 561 : A15. arXiv : 1311.3956 . Бибкод : 2014A & A ... 561A..15C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322772 . S2CID 53372226 . 
  31. ^ Шустер, MT; Хамфрис, РМ; Маренго, М. (2006). "Околозвёздная среда NML Cygni и холодных гипергигантов". Астрономический журнал . 131 (1): 603–611. arXiv : astro-ph / 0510010 . Bibcode : 2006AJ .... 131..603S . DOI : 10.1086 / 498395 . S2CID 16723190 . 
  32. ^ Юра, М .; Велусамы, Т .; Вернер, М.В. (2001). "Что дальше для вероятного Presupernova HD 179821?". Астрофизический журнал . 556 (1): 408. arXiv : astro-ph / 0103282 . Bibcode : 2001ApJ ... 556..408J . DOI : 10.1086 / 321553 . S2CID 18053762 . 
  33. ^ Бритавский, NE; Бонанос, Аризона; Herrero, A .; Cerviño, M .; Гарсиа-Альварес, Д .; Бойер, ML; Массерон, Т .; Mehner, A .; Маккуинн, KBW (ноябрь 2019 г.). «Физические параметры красных сверхгигантов в карликовых иррегулярных галактиках Местной группы». Астрономия и астрофизика. 631. arXiv: 1909.13378. Бибкод: 2019A & A ... 631A..95B. DOI: 10.1051 / 0004-6361 / 201935212.
  34. ^ Чжан, Б .; Рид, MJ; Menten, KM; Чжэн, XW; Брунталер, А. (2012). «Расстояние и размер красного гипергиганта NML Cygni по данным астрометрии VLBA и VLA». Астрономия и астрофизика . 544 : A42. arXiv : 1207.1850 . Bibcode : 2012A&A ... 544A..42Z . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219587 . ISSN 0004-6361 . S2CID 55509287 .