Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено с Hypergiants )
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, чем M V = −7 ( M Бол 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, негипергигантская 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 форму спектра, известную как профиль P Лебедя . Использование линий излучения водорода бесполезно для определения самых холодных гипергигантов, и они в значительной степени 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, превращаясь в красный сверхгигант, 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 различить просто на основании их светимости и температуры. 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 изменения 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 количество, 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, которые когда-либо наблюдались. При оценке массы около 130 солнечных масс и светимости в четыре миллиона раз больше, чем у Солнца , астрофизики предполагают, что Eta Carinae может иногда превышать предел Эддингтона . [4] В последний раз могла быть серия взрывов, наблюдавшихся в 1840–1860 годах, в результате которых 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 может также 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 яркости ниже предела Эддингтона , будет иметь недостаточную конвекцию тепла во внутренних слоях, что приведет к инверсии плотности, потенциально ведущей к мощному взрыву. Эта теория, однако, мало изучена, и неясно, действительно ли это может произойти. [6]

Другая теория, связанная с гипергигантскими звездами, - это возможность формирования псевдофотосферы, то есть сферической оптически плотной поверхности, которая на самом деле формируется звездным ветром, а не является истинной поверхностью звезды. Такая псевдофотосфера была бы значительно холоднее, чем более глубокая поверхность под движущимся наружу плотным ветром. Предполагается, 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 эволюционирующие звезды с высокой светимостью и большой массой, которые находятся в тех же или подобных 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 в установлении отношений 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 обладают сильной эмиссией водорода, расширенные спектральные линии которой 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 очень ярких 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 рядом с горячим краем 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 демонстрируют 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] Синие гипергиганты, не проявляющие характеристик LBV, могут быть предшественниками LBV, или наоборот, или того и другого. [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 поздних (т.е. более холодных) звезд Вольфа – Райе, в спектрах которых преобладает азот. Хотя обычно считается, что гипергиганты достигают этой стадии 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 ]

Гипергигантов 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 Лебедь , 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.
  • The Pistol Star (V4647 Sgr), near the center of the Milky Way, in the constellation of Sagittarius. The Pistol Star is possibly as much as 150 times more massive than the Sun, and is about 1.7 million times more luminous. Considered a candidate LBV, but variability has not been confirmed.
  • V4029 Sagittarii
  • V905 Scorpii
  • HD 6884,[20] (R40 in SMC)
  • HD 269700,[7][21] (R116 in the LMC)
  • LBV 1806-20 in the 1806-20 cluster on the other side of the Milky Way.

Blue hypergiants[edit]

A hypergiant star and its proplyd proto-planetary disk compared to the size of the Solar System

Usually B-class, occasionally late O or early A:

  • AS 314
  • BP Crucis (Wray 977 or GX 301-2), binary with a pulsar companion.[22]
  • Cygnus OB2-12[22][a]
  • HD 32034[23] (R62 in LMC)
  • HD 37974[24] (R126 in LMC)
  • HD 80077, LBV candidate[22]`
  • HD 268835 (R66 in LMC)
  • HD 269781[23] (in LMC)
  • HD 269661[23] (R111 in LMC)
  • HD 269604[23] (in LMC)
  • HDE 269128 (R81 in LMC), LBV candidate, eclipsing binary system.[25]
  • HT Sagittae[22]
  • V430 Scuti[22]
  • V452 Scuti, LBV candidate[26]
  • V1429 Aquilae (= MWC 314), LBV candidate with a supergiant companion.
  • V1768 Cygni[22]
  • V2140 Cygni[22]
  • V4030 Sagittarii
  • Zeta¹ Scorpii[b]

In Galactic Center Region:[27]

  • Star 13, type O, LBV candidate
  • Star 18, type O, LBV candidate

In Westerlund 1:[28]

  • W5 (possible Wolf–Rayet)
  • W7
  • W13 (binary?)
  • W33
  • W42a

Yellow hypergiants[edit]

Field surrounding the yellow hypergiant star HR 5171

Yellow hypergiants with late A -K spectra:

  • HD 7583 (R45 in SMC)
  • HD 33579 (in LMC)
  • HD 268757[24] (R59 in LMC)
  • IRAS 17163-3907[29]
  • IRAS 18357-0604[30]
  • IRC+10420 (V1302 Aql)
  • Rho Cassiopeiae
  • V382 Carinae
  • V509 Cassiopeiae
  • V766 Centauri (HR 5171A)[31]
  • V1427 Aquilae[c]
  • V915 Scorpii
  • Variable A (in M33)

In Westerlund 1:[28]

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

In the Triangulum Galaxy:

  • LGGS J013250.70+304510.6

In the Sextans galaxy:

  • Sextans A7[33]

Plus at least two probable cool hypergiants in the recently discovered Scutum Red Supergiant Clusters: F15 and possibly F13 in RSGC1 and Star 49 in RSGC2.

Red hypergiants[edit]

Size comparison between the diameter of the Sun and VY Canis Majoris, a hypergiant which is among the largest known stars

M type spectra, the largest known stars:

  • NML Cygni
  • WOH G64
  • VY Canis Majoris
  • S Persei[34]
  • VX Sagittarii

See also[edit]

  • List of most massive stars
  • Hypernova

Notes[edit]

  1. ^ Some authors consider Cygnus OB2-12 an LBV because of its extreme luminosity, although it has not shown the characteristic variability.
  2. ^ Brightest star of the OB association Scorpius OB1 and a LBV candidate.[22]
  3. ^ May just be a closer post-AGB star.[32]

References[edit]

  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. S2CID 119226014.
  3. ^ Brott, I.; Evans, C. J.; Hunter, I.; De Koter, A.; Langer, N.; Dufton, P. L.; Cantiello, M.; Trundle, C.; Lennon, D. J.; De Mink, S. E.; Yoon, S. -C.; Anders, P. (2011). "Rotating massive main-sequence stars". Astronomy & Astrophysics. 530: A116. arXiv:1102.0766. Bibcode:2011A&A...530A.116B. doi:10.1051/0004-6361/201016114. S2CID 55534197.
  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. S2CID 15032961.
  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. S2CID 2331658.
  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. S2CID 15424181.
  7. ^ a b Vink, J. S. (2012). "Eta Carinae and the Luminous Blue Variables". Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library. 384. pp. 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. ^ 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. Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library. 384. pp. 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, 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.
  13. ^ 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. S2CID 17900583.
  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. S2CID 119177378.
  17. ^ a b 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. S2CID 118870118.
  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. S2CID 119227339.
  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. S2CID 119371998.
  20. ^ Sterken, C.; de Groot, M.; van Genderen, A. M. (1998). "Cyclicities in the Light Variations of Luminous 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. ^ a b c d e f g h 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.
  23. ^ a b c d 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.
  24. ^ a b 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.
  25. ^ 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.
  26. ^ 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.
  27. ^ 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.
  28. ^ a b 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.
  29. ^ 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.
  30. ^ 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.
  31. ^ 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.
  32. ^ 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.
  33. ^ Britavskiy, N. E.; Bonanos, A. Z.; Herrero, A.; Cerviño, M.; García-Álvarez, D.; Boyer, M. L.; Masseron, T.; Mehner, A.; McQuinn, K. B. W. (November 2019). "Physical parameters of red supergiants in dwarf irregular galaxies in the Local Group". Astronomy and Astrophysics. 631. arXiv:1909.13378. Bibcode:2019A&A...631A..95B. doi:10.1051/0004-6361/201935212.
  34. ^ 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". Astronomy & Astrophysics. 544: A42. arXiv:1207.1850. Bibcode:2012A&A...544A..42Z. doi:10.1051/0004-6361/201219587. ISSN 0004-6361. S2CID 55509287.