Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Не путать со Списком крупнейших звезд .

Это список самых массивных звезд до сих пор обнаруженных в солнечных масс ( M ☉ ).

Неопределенности и предостережения [ править ]

Большинство перечисленных ниже масс оспариваются и, являясь предметом текущих исследований, остаются в поле зрения и подлежат постоянному пересмотру их масс и других характеристик. Действительно, многие из масс , перечисленных в приведенной ниже таблице выводятся из теории, используя сложные измерений звёзд " температуры и абсолютных яркостей. Все перечисленные ниже массы являются неопределенными: как теория, так и измерения выходят за рамки современных знаний и технологий. Либо измерение, либо теория, либо и то, и другое могут быть неверными. Так , например, В.В. Цефея может находиться в диапазоне от 25-40  М ☉ , или 100  М ☉ , в зависимости от того, какое свойство звезды рассматривается.

Впечатление художника от диска затемняющего материала вокруг массивной звезды.

Массивные звезды редки; астрономы должны смотреть очень далеко от Земли, чтобы найти его. Все перечисленные звезды находятся на расстоянии многих тысяч световых лет, и одно это затрудняет измерения.

Помимо того, что они находятся далеко, многие звезды такой экстремальной массы окружены облаками истекающего газа, создаваемыми чрезвычайно мощными звездными ветрами ; окружающий газ мешает и без того труднодоступным измерениям температуры и яркости звезд и значительно усложняет оценку внутреннего химического состава и структуры. [a] Это препятствие приводит к трудностям при вычислении параметров.

Eta Carinae - яркое пятно, скрытое в двудольчатом пылевом облаке . Это самая массивная звезда, имеющая обозначение Байера . Только за последние несколько десятилетий было обнаружено, что это (по крайней мере) две звезды.

И затемняющие облака, и большие расстояния затрудняют оценку того, является ли звезда просто одиночным сверхмассивным объектом или, наоборот, множественной звездной системой . Ряд «звезд», перечисленных ниже, на самом деле могут быть двумя или более спутниками, вращающимися слишком близко по орбите, чтобы их можно было различить с помощью наших телескопов, каждая звезда сама по себе массивна, но не обязательно «сверхмассивная», чтобы находиться в этом списке или находиться в верхней части его. . Возможны и другие комбинации - например, сверхмассивная звезда с одним или несколькими меньшими спутниками или более чем одной гигантской звездой - но, не имея возможности заглянуть внутрь окружающего облака, трудно понять суть дела. В более глобальном плане статистика звездного населения, кажется, указывает на то, что верхний предел массы находится в диапазоне масс Солнца 100–200. [1]

Редкие надежные оценки [ править ]

Затменные двойные звезды - единственные звезды, массы которых оцениваются с некоторой уверенностью. Однако обратите внимание, что почти все массы, перечисленные в таблице ниже, были получены косвенными методами; только некоторые массы в таблице были определены с помощью затменных систем.

WR 25 - двойная звезда, орбита которой вокруг скрытого спутника ограничивала ее массу.

Среди самых надежных перечисленных масс - массы затменных двойных звезд NGC 3603-A1 , WR 21a и WR 20a . Массы для всех трех были получены из орбитальных измерений. [b] Это включает измерение их лучевых скоростей, а также их кривых блеска. Лучевые скорости дают только минимальные значения для масс в зависимости от наклона, но кривые блеска затменных двойных звезд предоставляют недостающую информацию: наклон орбиты к нашему лучу зрения.

Актуальность звездной эволюции [ править ]

Некоторые звезды, возможно, когда-то были тяжелее, чем сегодня. Вполне вероятно, что многие из них понесли значительную потерю массы, возможно, несколько десятков масс Солнца, вытесненных процессом сверхветра , когда высокоскоростные ветры переносятся горячей фотосферой в межзвездное пространство. Этот процесс аналогичен сверхветрам, генерируемым звездами асимптотической ветви гигантов (AGB) в форме красных гигантов или планетарных туманностей . В результате этого процесса образуется увеличенная протяженная оболочка вокруг звезды, которая взаимодействует с ближайшей межзвездной средой и наполняет эту область элементами тяжелее водорода или гелия.

Есть также - или, скорее, были - звезды, которые могли появиться в списке, но больше не существуют как звезды, или являются самозванцами сверхновых ; сегодня мы видим только обломки. [c] Массы звезд-предшественников, которые подпитывали эти катаклизмы, можно оценить по типу взрыва и выделившейся энергии, но эти массы здесь не указаны (см. § Черные дыры ниже).

Пределы массы [ править ]

Есть два связанных теоретических ограничения на то, насколько массивной может быть звезда: предел аккреции и предел массы Эддингтона. Предел аккреции связан с образованием звезд: После того, как около 120 М ☉ имеют аккрецируются в протозвезде , суммарная масса должна нагреваться достаточно для его тепла , чтобы отогнать дальнейший входящий вопрос. Фактически, протозвезда достигает точки, в которой она испаряет материал так же быстро, как собирает новый материал. Предел Эддингтона основываются на световом давлении от ядра уже сформированной звезды: В увеличении массы последних \ 150 М ☉ , интенсивность света , излучаемой от I населения Ядро звезды станет достаточным для того, чтобы давление света, выталкивающее наружу, превысило силу притяжения, притягивающую внутрь, и поверхностный материал звезды будет свободно улетать в космос.

Пределы аккреции [ править ]

Астрономы давно выдвинули гипотезу о том, что по мере того, как протозвезда вырастает до размеров более 120 M ☉ , должно произойти нечто радикальное. Хотя предел может быть расширен для очень ранних звезд населения III , и хотя точное значение неизвестно, если какие-либо звезды все еще существуют выше 150–200 M ☉, они бросят вызов нынешним теориям звездной эволюции .

Изучая скопление Arches , которое в настоящее время является самым плотным из известных скоплений звезд в нашей галактике , астрономы подтвердили, что звезды в этом скоплении не встречаются больше, чем примерно 150 M ☉ .

R136 кластер представляет собой необычно плотная коллекция молодых, горячих, голубых звезд.

Редкие сверхмассивные звезды, превышающие этот предел - например, в звездном скоплении R136 - можно объяснить следующим предложением: некоторые пары массивных звезд на близкой орбите в молодых нестабильных системах из нескольких звезд должны время от времени сталкиваться и сливаться в определенных необычных местах. обстоятельства, делающие столкновение возможным. [2]

Предел массы Эддингтона [ править ]

Основная статья: светимость Эддингтона

Предел звездной массы возникает из-за светового давления: для достаточно массивной звезды внешнее давление лучистой энергии, генерируемой ядерным синтезом в ядре звезды, превышает внутреннее притяжение ее собственной гравитации. Самая низкая масса, для которой этот эффект активен, - это предел Эддингтона .

Звезды с большей массой имеют более высокую скорость генерации энергии ядра, а светимость более тяжелых звезд увеличивается непропорционально увеличению их массы. Предел Эддингтона это точка , за которой звезда должна подтолкнуть себя друг от друга, или , по крайней мере , пролить достаточно массы , чтобы уменьшить его внутреннее производство энергии к более низкому, обслуживаемой скорости. Фактическая предельная масса зависит от того, насколько непрозрачен газ в звезде, а богатые металлами звезды населения I имеют более низкие пределы массы, чем звезды населения II с низким содержанием металлов , а гипотетические звезды населения III, не содержащие металлов, имеют максимально допустимую массу , где - то около 300 M ☉ .

Теоретически более массивная звезда не могла удержаться вместе из-за потери массы в результате истечения звездного вещества. На практике теоретический предел Эддингтона должен быть модифицирован для звезд с высокой светимостью, а вместо него используется эмпирический предел Хамфриса – Дэвидсона . [3]

Список самых массивных звезд [ править ]

В следующих двух списках показаны несколько известных звезд с оценочной массой 25 M ☉ или больше, включая звезды в рассеянном скоплении , ассоциации OB и области H II .

В первом списке указаны звезды, размер которых оценивается в 100 M ☉ или больше. Показано большинство звезд с предполагаемым размером более 100 M ☉ , но список неполный.

Во втором списке приведены примеры звезд 25–100 M ☉ , но это далеко не полный список. Обратите внимание, что все звезды O-типа имеют массы больше 15 M ☉, и в каталогах таких звезд (GOSS, Reed) перечислены сотни случаев.

В каждый список включен метод, используемый для определения массы, чтобы дать представление о неопределенности: двойные звезды определяются более надежно, чем косвенные методы, такие как преобразование из светимости, экстраполяция из моделей звездной атмосферы, ... Приведенные ниже массы представляют собой текущую (эволюционировавшую) массу звезд , а не их начальную (сформированную) массу.

Этот список неполный ; вы можете помочь, добавив недостающие элементы из надежных источников .
Легенда
Звезда Вольфа – Райе
Светящаяся синяя переменная
О-образная звезда
Звезда типа B
Звезды с 100 M ☉ или более
Имя звездыМасса
( M ☉ , Солнце = 1)		Прибл. расстояние

с Земли (в световых годах )

Эффективный

температура ( К )

Метод, используемый для оценки массыСсылка
BAT99-98 (в туманности Тарантул в БМО )226165 00045 000Модель светимости / атмосферы[4]
R136a1 (в туманности Тарантул в БМО )215163 00046 000Эволюционная модель[5]
R136a7 (в туманности Тарантул в БМО )199163 00049 000Модель светимости / атмосферы[5]
Melnick 42 (в туманности Тарантул в БМО )189163 00047 300Модель светимости / атмосферы[6]
R136a2 (в туманности Тарантул в БМО )187163 00050 000Эволюционная модель[5]
VFTS 1022 (в туманности Тарантул в БМО )178164 00042 200Модель светимости / атмосферы[6]
R136a5 (в туманности Тарантул в БМО )171157 00047 000Модель светимости / атмосферы[5]
R136a4 (в туманности Тарантул в БМО )167157 00048 000Модель светимости / атмосферы[5]
HSH95-46 (в туманности Тарантул в БМО )160163 00049 000Модель светимости / атмосферы[5]
R136a3 (в туманности Тарантул в БМО )154163 00050 000Эволюционная модель[5]
VFTS 682 (в туманности Тарантул в БМО )153164 00052 200Модель светимости / атмосферы[7]
HD 15558 А (в IC 1805 из сердца Туманности )15224 40039 500Двоичный[8]
HSH95-36 (в туманности Тарантул в БМО )149163 00052 000Модель светимости / атмосферы[5]
Melnick 34 А (в туманности Тарантул в БМО )147163 00053 000Модель светимости / атмосферы[9]
VFTS 482 (в туманности Тарантул в БМО )145164 00042 200Модель светимости / атмосферы[6]
R136c (в туманности Тарантул в БМО )142163 00051 000Эволюционная модель[10]
VFTS +1021 (в туманности Тарантул в БМО )141164 00039 800Модель светимости / атмосферы[6]
HD 268721 А (в N11 от LMC )140160 00042 500Модель светимости / атмосферы[11] [d]
VFTS 506 (в туманности Тарантул в БМО )138164 00047 300Модель светимости / атмосферы[7]
Melnick 34 В (в туманности Тарантул в БМО )136163 00053 000Модель светимости / атмосферы[9]
VFTS 545 (в туманности Тарантул в БМО )133164 00047 300Модель светимости / атмосферы[6]
HD 97950 B (WR 43b в HD 97950 из NGC 3603 )13224 70042 000Модель светимости / атмосферы[12]
HD 269810 (в NGC 2032 из LMC )130163 00052 500Модель светимости / атмосферы[13]
WR 42e (в HD 97950 из NGC 3603 )12325 00043 000Выброс в тройной системе[14] [e]
R136a6 (в туманности Тарантул в БМО )121157 00053 000Модель светимости / атмосферы[5]
HD 97950 A1a (WR 43a A в HD 97950 из NGC 3603 )12024 70042 000Двоичный[12]
R136b (в туманности Тарантул в БМО )120163 00037 000Модель светимости / атмосферы[5]
LSS 4067 (в HM 1 )12011 00040 000Эволюционная модель[15]
WR 93 (в Писмис 24 из NGC 6357 )1205 90071 000Эволюционная модель[15]
MSP 183 (в Вестерлунде 2 )11520 00046 300Модель светимости / атмосферы[16]
WR 24 (в Collinder 228 из Туманности Киля )11414 00050 100Эволюционная модель[17]
HD 97950 C 1 (WR 43c A в HD 97950 из NGC 3603 )11322 50044 000Модель светимости / атмосферы[12] [d]
WR 102ae (в кластере Arches )111,325 00036 600Модель светимости / атмосферы[18]
Cygnus OB2 # 12 A (в Cygnus OB2 )1105 20013 700Модель светимости / атмосферы[19] [d]
HD 93129 Аа (в Trumpler 14 из туманности Киля )1107 50042 500Модель светимости / атмосферы[20]
R146 (в туманности Тарантул в БМО )109164 00063 000Модель светимости / атмосферы[4]
VFTS 621 (в туманности Тарантул в БМО )107164 00054 000Модель светимости / атмосферы[6]
WR 21a A ( Сбежавшая звезда из Вестерлунда 2 )103,626 10045 000Двоичный[21]
R99 (в N41 от LMC )103164 00028 000Модель светимости / атмосферы[4] [f]
HSH95-47 (в туманности Тарантул в БМО )102163 00047 000Модель светимости / атмосферы[5]
WR 102ah (в кластере Arches )10125 00033 900Модель светимости / атмосферы[18]
WR 102ad (в кластере Arches )100,925 00033 200Модель светимости / атмосферы[18]
VFTS 457 (в туманности Тарантул в БМО )100164 00039 800Модель светимости / атмосферы[6]
Peony Star (WR 102ka возле Галактического центра )10026 00025 100Модель светимости / атмосферы[22]
η Киля А (в Trumpler 16 из Туманности Киля )1007 5009 400–35 200Яркость / Двоичный[23]

Несколько примеров массы менее 100 М ☉ .

Некоторые звезды с массами 25–100 M ☉
Имя звездыМасса
( M ☉ , Солнце = 1)		Прибл. расстояние

с Земли (в световых годах )

Эффективный

температура ( К )

Ссылка
WR 25 А (в Trumpler 16 из Туманности Киля )986 50050 100[17] [d]
R136a8 (в туманности Тарантул в БМО )96157 00051 000[24]
HD 38282 В (в туманности Тарантул в БМО )95163 00047 000[25]
HM 1-6 (в HM 1 )9511 00044 700[15]
HD 303308 (в Trumpler 16 из Туманности Киля )939 20051 300[15]
HD 97950 A1b (WR 43a B в HD 97950 из NGC 3603 )9224 80040 000[12]
WR 89 (в HM 1 )8711 00039 800[17]
WR 102aj (в Arches Cluster )86,325 00032 900[18]
BI 253 ( Runaway звезда из туманности Тарантул в БМО )84164 00054 000[6]
HD 93250 А (в Trumpler 16 из Туманности Киля )83,37 50046 000[26] [d]
WR 20a A (в Вестерлунде 2 )82,720 00043 000[27]
WR 20a B (в Вестерлунде 2 )81,920 00043 000[27]
Trumpler 27-27 (в Trumpler 27 )81 год3 90037 000[15]
HD 38282 А (в туманности Тарантул в БМО )80163 00047 000[25]
Арки -F15 (в Arches Cluster )79,725 00035 600[18]
Письма 24-17 (в Письме 24 из NGC 6357 )785 90042 700[28]
HD - 93632 (в Collinder 228 из Туманности Киля )7610 00045 400[15]
WR 22 А (в Бохуме 10 из Туманности Киля )758 30044 700[17] [г]
HD - 93128 (в Trumpler 14 из туманности Киля )758 00051 300[15]
Pismis 24-1NE (в Pismis 24 из NGC 6357 )746 50042 500[28]
WR 102af (в кластере Arches )7025 00036 900[18]
HD - 37974 (в N135 от LMC )70163 00022 500[29] [ч]
HD 93129 Ab (в Trumpler 14 из туманности Киля )707 50044 000[20]
M33 X-7 B (в галактике Треугольник )702 700 00035 000[30]
HD 229059 (в Беркли 87 )693 00026 300[15]
HD 93403 А (в Trumpler 16 из Туманности Киля )68,510 40039 300[31]
HM 1-8 (в HM 1 )6811 00046 100[15]
V661 Киля (в Collinder 228 из Туманности Киля )6810 00039 900[15]
Arches -F18 (в кластере Arches )66,925 00036 900[18]
WR 102al (в кластере Arches )66,425 00036 800[18]
HD - 5980 В (в NGC 346 из SMC )66200 00045 000[32]
Pismis 24-1SW (в Pismis 24 из NGC 6357 )666 50040 000[28]
BD + 43 ° 3654 ( Сбежавшая звезда от Cygnus OB2 )64,65 40040 400[33]
Trumpler 27-23 (в Trumpler 27 )643 90027 500[15]
HD - 93160 (в Trumpler 14 из туманности Киля )628 00042 700[15]
V2245 Cygni (в Cygnus OB9 )61,65 00040 900[33]
WR 102hb (в кластере Quintuplet )6126 00025 100[34]
HD - 5980 А (в NGC 346 из SMC )61200 00021 000–53 000[32]
AB8 В (в NGC 602 из SMC )61197 00045 000[32]
Вар 83 (в галактике Треугольник )603 000 00018 000–37 000[35]
WR 87 (в HM 1 )5911 00044 700[17]
HD - 93204 (в Trumpler 16 из Туманности Киля )599 20046 100[15]
WR 21a B ( Сбежавшая звезда из Вестерлунда 2 )58,326 00050 680[21]
WR 102ea (в пятерном кластере )5826 00025 100[34]
HD 305525 (в Collinder 228 из Туманности Киля )5810 00043 600[15]
CD Crucis B (в Hogg 15 )5714 00047 000[36]
V1827 Cygni (в Cygnus OB2 )575 10045 400[33]
Arches -F28 (в кластере Arches )56,825 00039 800[18]
ζ Puppis (Naos в Vela R2 of Vela Molecular Ridge )56,11,08040 000[37] [i]
Arches -F21 (в Arches Cluster )5625 00035 800[18]
Звезда Пласкетта B (в Monoceros OB2 )565 25033 000[38]
WR 102ab (в кластере Arches )55,325 00032 200[18]
9 Стрельца А (в NGC 6530 в туманности Лагуна )555 80043 500[39]
BD + 40 ° 4210 (в Cygnus OB2 )54,15 00021 400[33]
WR 102ba (в Arches Cluster )5425 00034 500[18]
Звезда А Пласкетта (в Monoceros OB2 )545 25033 500[38]
R145 В (в туманности Тарантул в БМО )54163 00043 000[40]
R145 А (в туманности Тарантул в БМО )53163 00050 000[40]
WR 102bb (в кластере Arches )52,425 00029 600[18]
HD 93129 В (в Trumpler 14 из туманности Киля )527 50044 000[41]
Cygnus OB2 -516 (в Cygnus OB2 )51,65 10046 000[42]
λ Цефей ( Сбежавшая звезда из Цефея OB3 )51,43 10036 000[37]
WR 147S (в Cygnus OB2 )51210039 800[17]
HD 303311 (в Trumpler 14 из туманности Киля )518 00046 100[15]
GCIRS 16SW A (WR101k A в Галактическом центре )5026 00024 400[43]
GCIRS 16SW B (WR101k B в Галактическом центре )5026 00024 400[43]
CX Circinus (в Pismis 20 )5010 00020 900[15]
HM 1-12 (в HM 1 )5011 00041 900[15]
τ Canis Majoris Aa (в NGC 2362 )505 12032 000[44]
WR 102bc (в Arches Cluster )5025 00031 700[18]
CD Crucis A (в Hogg 15 )4814 00056 000[36]
LH54-425 А (в LH 54 из LMC )47165 00045 000[45] [j]
V4650 Sagittarii (в пятерном скоплении )4626 00011 300[46]
HD 15558 В (в IC 1805 из сердца Туманности )467 50045 600[8]
WR 102ak (в Arches Cluster )45,925 00032 200[18]
WR 102c (в туманности Серп в центре Галактики )4526 00065 000–75 000[47] [k]
GCIRS 8 * (в Галактическом центре )44,526 00046 000[48]
WR 102df (в пятерном кластере )44 год25 00025 100[34]
WR 148 A ( Сбежавшая звезда с галактической плоскости )44 год27 00039 800[17]
АВ7 В (в NGC 371 из SMC )44 год197 00036 000[32]
WR 102ag (в кластере Arches )43,325 00032 900[18]
WR 102i (в пятерном кластере )43 год26 00031 600[34]
WR 102aa (в кластере Arches )41,625 00033 500[18]
HD 93205 А (в Trumpler 16 из Туманности Киля )407 50051 300[49]
Шера 25 (в HD 97950 из NGC 3603 )4025 00022 000[50]
Звезда Романо (в галактике Треугольник )402 760 00023 500[51]
HD 93403 В (в Trumpler 16 из Туманности Киля )37,310 40040 100[31]
Р Лебедя (в IC 4996 от Cygnus OB1 )375 10018 700[52] [l]
WR 148 B ( Сбежавшая звезда с галактической плоскости )3727 00047 000[53]
9 Стрельца В (в NGC 6530 в туманности Лагуна )365 80040 900[39]
LBV 1806-20 (в G10.0-0.3 из Галактического Центра )3628 00018 000–32 000[54] [м]
WR 102d (в пятерном кластере )3626 00035 100[34]
ζ 1 Скорпион (в NGC 6321 из Скорпиона OB1 )368 22017 200[19]
WR 140 B (в Cygnus OB1 )35,9560035 000[55]
θ 1 Орион С 1 (в трапеция кластер из Orion Nebula )331,35039 000[56]
ζ Ориона Aa (Альнитак в Orion OB1 от Orion Complex )331,26029 500[57]
μ Normae (в NGC 6169 )333 26028 000[58]
WR 9 B (у Puppis b )3215 00045 600[59] [n]
WR 102ai (в кластере Arches )31,125 00032 100[18]
α Camelopardalis ( убегающая звезда из NGC 1502 )30,9600030 000[60]
η Киля В (в Trumpler 16 из Туманности Киля )307 50037 200[61]
ε Орион (Альнилы в Орионом ОВ1 из Orion комплекс )302 00027 500[62]
WR 12 A (в Бохуме 7 )3018 60044 700[17] [o]
VFTS 352 В (в туманности Тарантул в БМО )28,85164 00041 100[63]
VFTS 352 А (в туманности Тарантул в БМО )28,63164 00042 500[63]
WR 142 (в Беркли 87)28,65 400200 000[64]
γ Velorum B (Регор в Vela OB2 )28,51,23035 000[65]
LH54-425 В (в LH 54 из LMC )28 год165 00041 000[45] [j]
λ Ориона A (Meissa в Collinder 69 из Ориона комплекса )27,91,10037 700[66]
Пистолетная звезда (V4647 Стрельцы в пятерном скоплении )27,525 00011 800–12 000[46]
QZ Киля А1 (в Collinder 228 из Туманности Киля )27,47 50030 500[67]
WR 1 (в Кассиопее OB7 )2710 200112 200[17]
10 Lacertae (в Lacerta OB1 )26,9233036 000[68]
ξ Персея (Menkib в Калифорнии Туманности из Персея OB2 )26,11,20035 000[69]
WR 22 В (в Бохуме 10 из Туманности Киля )25,78 30033 000[70] [г]
QZ Киля В1 (в Collinder 228 из Туманности Киля )25,47 50034 000[67]
VFTS 102 (в туманности Тарантул в БМО )25164 00036 000[71]
солнце10,00001585772[72] [73]
  1. ^ Для некоторых методов разные определения химического состава приводят к разным оценкам массы.
  2. ^ Для двойной звезды можно измерить индивидуальные массы двух звезд, изучая их орбитальные движения, используя законы движения планет Кеплера .
  3. ^ Для примеров звездного мусора см. Гиперновые и остатки сверхновых .
  4. ^ a b c d e Это бинарная система, но вторичная система намного менее массивна, чем первичная.
  5. ^ Это необычное измерение было сделано на основе предположения, что звезда была выброшена в результате столкновения трех тел в NGC 3603. Это предположение также означает, что нынешняя звезда является результатом слияния двух исходных компонентов тесной двойной системы. Масса соответствует эволюционной массе звезды с наблюдаемыми параметрами.
  6. ^ N41 - эмиссионная туманность в Большом Магеллановом Облаке.
  7. ^ a b Бохум 10 - это рассеянное скопление в туманности Киля.
  8. ^ N135 - эмиссионная туманность в Большом Магеллановом Облаке.
  9. ↑ Vela R2 - ассоциация OB в Vela Molecular Ridge.
  10. ^ a b LH 54 - ассоциация OB в Большом Магеллановом Облаке.
  11. ^ Туманность Серп - это туманность Вольфа – Райе около скопления Квинтуплет.
  12. ^ IC 4996 - это открытое скопление в Cygnus OB1.
  13. ^ G10.0-0.3 - это радиотуманность в Центре Галактики.
  14. ^ Puppis b - открытое скопление.
  15. ^ Bochum 7 - ассоциация OB.

Черные дыры [ править ]

Основные статьи: Черная дыра , Список черных дыр и Список самых массивных черных дыр

Черные дыры - это конечная точка эволюции массивных звезд. Технически это не звезды, поскольку они больше не генерируют тепло и свет посредством ядерного синтеза в своих ядрах. Некоторые черные дыры могут иметь космологическое происхождение и никогда не были бы звездами. Считается, что это особенно вероятно в случае самых массивных черных дыр .

  • Звездные черные дыры - это объекты с приблизительно 4–15 M ☉ .
  • Черные дыры средней массы колеблются от 100 до 10 000 M ☉ .
  • Сверхмассивные черные дыры находятся в диапазоне миллионов или миллиардов M ☉ .

См. Также [ править ]

  • Гипергигант
  • Список самых ярких звезд
  • Список коричневых карликов
  • Список галактик
  • Список самых горячих звезд
  • Список крупнейших космических структур
  • Список крупнейших туманностей
  • Список крупнейших звезд
  • Список самых ярких звезд
  • Список самых массивных черных дыр
  • Список самых массивных нейтронных звезд
  • Списки звезд
  • Светящаяся синяя переменная
  • Сверхгигантская звезда
  • Звезда Вольфа – Райе

Ссылки [ править ]

  1. ↑ AJ van Marle; SP Owocki; Н. Дж. Шавив (2008). «Континуум, движимый ветрами супер-Эддингтоновских звезд. История двух пределов». Материалы конференции AIP . 990 : 250–253. arXiv : 0708.4207 . Bibcode : 2008AIPC..990..250V . DOI : 10.1063 / 1.2905555 .
  2. ^ Banerjee, S .; Kroupa, P .; О, С. (2012). «Возникновение суперканонических звезд в звездных скоплениях типа R136». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (2): 1416–1426. arXiv : 1208.0826 . Bibcode : 2012MNRAS.426.1416B . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21672.x .
  3. ^ Ulmer, A .; Фитцпатрик, Э.Л. (1998). «Возвращаясь к модифицированному пределу Эддингтона для массивных звезд». Астрофизический журнал . 504 (1): 200–206. arXiv : astro-ph / 9708264 . Bibcode : 1998ApJ ... 504..200U . DOI : 10.1086 / 306048 .
  4. ^ a b c Hainich, R .; Rühling, U .; Todt, H .; Оскинова Л.М.; Liermann, A .; Gräfener, G .; Foellmi, C .; Schnurr, O .; Хаманн, W. -R. (2014). «Звезды Вольфа – Райе в Большом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 565 : A27. arXiv : 1401,5474 . Бибкод : 2014A & A ... 565A..27H . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322696 .
  5. ^ a b c d e f g h i j k Bestenlehner, Joachim M .; Crowther, Paul A .; Caballero-Nieves, Saida M .; Шнайдер, Фабиан Р.Н.; Симон-Диас, Серхио; Бренды, Сара А .; Де Котер, Алекс; Грефенер, Гётц; Эрреро, Артемио; Лангер, Норберт; Леннон, Дэниел Дж .; Маис Апелланис, Хесус; Пульс, Иоахим; Винк, Джорик С. (2020). «Звездное скопление R136, рассеченное космическим телескопом Хаббла / STIS. II. Физические свойства самых массивных звезд в R136». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . arXiv : 2009.05136 . Bibcode : 2020MNRAS.tmp.2627B . doi :10.1093 / mnras / staa2801 .
  6. ^ Б с д е е г ч Bestenlehner, JM; Gräfener, G .; Винк, JS; Najarro, F .; de Koter, A .; Sana, H .; Эванс, CJ; Кроутер, Пенсильвания; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; Langer, N .; Шнайдер, Франция; Simón-Díaz, S .; Тейлор, WD; Уолборн, Н.Р. (2014). "VLT-FLAMES Tarantula Survey. XVII. Физические и ветровые свойства массивных звезд в верхней части главной последовательности". Астрономия и астрофизика . 570 . A38. arXiv : 1407.1837 . Бибкод : 2014A & A ... 570A..38B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201423643 .
  7. ^ a b Bagnulo, S .; Уэйд, Джорджия; Nazé, Y .; Grunhut, JH; Шульц, Мэн; Ашер, диджей; Кроутер, Пенсильвания; Эванс, CJ; Давид-Ураз, А .; Ховарт, штат ИД; Morrell, N .; Munoz, MS; Neiner, C .; Puls, J .; Szymański, MK; Винк, Дж.С. (2020). «Поиск сильных магнитных полей у массивных и очень массивных звезд в Магеллановых Облаках». Астрономия и астрофизика . 635 (A163): 15. arXiv : 2002.12061 . Bibcode : 2020A & A ... 635A.163B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201937098 .
  8. ^ а б Де Беккер, М .; Rauw, G .; Manfroid, J .; Eenens, P. (2006). «Звезды ранних типов в молодом рассеянном скоплении IC 1805». Астрономия и астрофизика . 456 (3): 1121–1130. arXiv : astro-ph / 0606379 . Бибкод : 2006A & A ... 456.1121D . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065300 .
  9. ^ a b Тегерани, Кэти А .; Crowther, Paul A .; Bestenlehner, Joachim M .; Литтлфэр, Стюарт П .; Pollock, AM T .; Паркер, Ричард Дж .; Шнурр, Оливье (2019). «Взвешивание Мельника 34: самая массивная из известных двоичных систем». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 484 (2): 2692–2710. arXiv : 1901.04769 . Bibcode : 2019MNRAS.484.2692T . DOI : 10.1093 / MNRAS / stz147 .
  10. ^ Шнайдер, Франция; Sana, H .; Эванс, CJ; Бестенленер, Дж. М.; Castro, N .; Fossati, L .; Gräfener, G .; Langer, N .; Рамирес-Агудело, Огайо; Sabín-Sanjulián, C .; Simón-Díaz, S .; Tramper, F .; Кроутер, Пенсильвания; de Koter, A .; de Mink, SE; Dufton, PL; Гарсия, М .; Gieles, M .; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; Иззард, RG; Kalari, V .; Леннон, диджей; Maíz Apellániz, J .; Маркова, Н .; Najarro, F .; Podsiadlowski, Ph .; Puls, J .; Тейлор, WD; van Loon, J. Th .; Винк, JS; Норман, К. (2018). «Избыток массивных звезд в местной звездной вспышке 30 Doradus». Наука . 359 (6371): 69–71. arXiv : 1801.03107 . Bibcode : 2018Sci ... 359 ... 69S . doi :10.1126 / science.aan0106 .
  11. ^ Walborn, Nolan R .; Ховарт, Ян Д.; Леннон, Дэниел Дж .; Мэсси, Филипп; Ой, MS; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Скалковски, Гвен; Моррелл, Нидия I .; Дриссен, Лоран; Паркер, Джоэл Вм. (2002). «Новая система спектральной классификации самых ранних O-звезд: определение типа O2» (PDF) . Астрономический журнал . 123 (5): 2754–2771. Bibcode : 2002AJ .... 123.2754W . DOI : 10.1086 / 339831 .
  12. ^ a b c d Кроутер, Пенсильвания; Schnurr, O .; Hirschi, R .; Юсоф, Н .; Паркер, Р.Дж.; Гудвин, ИП; Кассим, HA (2010). «The R136 звезды узлы кластера несколько звезд , чьи отдельные массы значительно превышают принятые 150 м ⊙ звездных предельной массы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 408 (2): 731–751. arXiv : 1007,3284 . Bibcode : 2010MNRAS.408..731C . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x .
  13. ^ Эванс, CJ; Walborn, NR; Кроутер, Пенсильвания; Hénault-Brunet, V .; Massa, D .; Тейлор, WD; Ховарт, штат ИД; Sana, H .; Леннон, диджей; Ван Лун, JT (2010). «Массивная сбежавшая звезда из 30 дорадов». Астрофизический журнал . 715 (2): L74. arXiv : 1004,5402 . Bibcode : 2010ApJ ... 715L..74E . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 715/2 / L74 .
  14. ^ Роман-Лопес, А .; Франко, GAP; Санмартим, Д. (2016). "Оптический обзор SOAR и спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне недавно открытых массивных звезд на периферии галактических массивных звездных скоплений I-NGC 3603". Астрофизический журнал . 823 (2): 96. arXiv : 1604.01096 . Bibcode : 2016ApJ ... 823 ... 96R . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 823 / 2/96 . S2CID 119204619 . 
  15. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q Massey, P .; Degioia-Eastwood, K .; Уотерхаус, Э. (2001). «Массы-прародители звезд Вольфа-Райе и светящиеся голубые переменные, определенные по выключениям скоплений. II. Результаты исследований 12 скоплений галактик и ассоциаций OB». Астрономический журнал . 121 (2): 1050–1070. arXiv : astro-ph / 0010654 . Bibcode : 2001AJ .... 121.1050M . DOI : 10.1086 / 318769 .
  16. ^ Дрю, JE; Herrero, A; Mohr-Smith, M; Monguió, M; Райт, штат Нью-Джерси; Купфер, Т; Напивотски, Р. (21.10.2018). «Массивные звезды во внутренних районах молодого скопления Вестерлунд 2» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (2): 2109–2124. arXiv : 1807.06486 . Bibcode : 2018MNRAS.480.2109D . DOI : 10.1093 / MNRAS / sty1905 . ISSN 0035-8711 . 
  17. ^ a b c d e f g h i Sota, A .; Maíz Apellániz, J .; Моррелл, штат Нью-Йорк ; Barbá, RH; Walborn, NR; Gamen, RC; Ариас, JI; Альфаро, Э.Дж.; Оскинова, Л.М. (2019). «Возвращение к галактическим звездам WN. Влияние расстояний до Гайи на фундаментальные звездные параметры». Астрономия и астрофизика . A57 : 625. arXiv : 1904.04687 . Bibcode : 2019A&A ... 625A..57H . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201834850 . S2CID 104292503 . 
  18. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r Gräfener, G .; Винк, JS; Де Котер, А .; Лангер, Н. (2011). «Фактор Эддингтона как ключ к пониманию ветров самых массивных звезд». Астрономия и астрофизика . 535 : A56. arXiv : 1106,5361 . Bibcode : 2011A & A ... 535A..56G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201116701 .
  19. ^ a b 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 .
  20. ^ a b Нелан, Эдмунд П .; Walborn, Nolan R .; Уоллес, Дебра Дж .; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Макидон, Рассел Б .; Gies, Douglas R .; Панагия, Нино (2004). "Разрешение систем OB в туманности Киля с помощью датчика точного наведения космического телескопа Хаббла". Астрономический журнал . 128 (1): 323–329. Bibcode : 2004AJ .... 128..323N . DOI : 10.1086 / 420716 .
  21. ^ a b Tramper, F .; Sana, H .; Фитцсаймонс, штат Нью-Йорк; Де Котер, А .; Капер, Л .; Mahy, L .; Моффат, А. (2016). «Масса очень массивной двойной WR21a». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 455 (2): 1275–1281. arXiv : 1510.03609 . Bibcode : 2016MNRAS.455.1275T . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv2373 . S2CID 44364798 . 
  22. ^ Oskinova, LM; Steinke, M .; Hamann, W. - R .; Сандер, А .; Todt, H .; Лиерманн, А. (2013). «Одна из самых массивных звезд в Галактике могла образоваться изолированно». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (4): 3357. arXiv : 1309.7651 . Bibcode : 2013MNRAS.436.3357O . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1817 . S2CID 118513968 . 
  23. ^ Clementel, N .; Мадура, Т.И.; Круип, CJH; Paardekooper, J.P .; Чайка, TR (2015). «Трехмерное моделирование переноса излучения во внутреннем сталкивающемся ветре Eta Carinae - I. Ионизационная структура гелия на апастроне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (3): 2445–2458. arXiv : 1412,7569 . Bibcode : 2015MNRAS.447.2445C . DOI : 10.1093 / MNRAS / stu2614 .
  24. ^ Кроутер, Пол А .; Кабальеро-Ньевес, С.М. Bostroem, KA; Maíz Apellániz, J .; Шнайдер, Франция; Walborn, NR; Ангус, CR; Brott, I .; Bonanos, A .; de Koter, A .; de Mink, SE ; Эванс, CJ; Gräfener, G .; Herrero, A .; Ховарт, штат ИД; Langer, N .; Леннон, диджей; Puls, J .; Sana, H .; Винк, Дж.С. (2016). «Звездное скопление R136, рассеченное космическим телескопом Хаббла / STIS. I. Спектроскопический учет в дальнем ультрафиолетовом диапазоне и происхождение He II λ1640 в молодых звездных скоплениях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (1): 624–659. arXiv : 1603.04994 . Bibcode : 2016MNRAS.458..624C . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw273.
  25. ^ a b Sana, H .; Van Boeckel, T .; Tramper, F .; Ellerbroek, LE; Де Котер, А .; Капер, Л .; Моффат, AFJ; Schnurr, O .; Шнайдер, Франция; Гис, Д.Р. (2013). «R144 обнаружен как двойная спектрально-двойная линия». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 432 : L26 – L30. arXiv : 1304,4591 . Bibcode : 2013MNRAS.432L..26S . DOI : 10.1093 / mnrasl / slt029 .
  26. ^ Weidner, C .; Винк, Дж.С. (2010). «Массы и несовпадение масс звезд O-типа». Астрономия и астрофизика . 524 : A98. arXiv : 1010.2204 . Бибкод : 2010A & A ... 524A..98W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014491 . S2CID 118836634 . 
  27. ^ a b Rauw, G .; Кроутер, Пенсильвания; Де Беккер, М .; Gosset, E .; Nazé, Y .; Sana, H .; Ван дер Хухт, штат Калифорния; Vreux, J. -M .; Уильямс, PM (2005). «Спектр очень массивной двойной системы WR? 20a (WN6ha + WN6ha): основные параметры и ветровые взаимодействия» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 432 (3): 985–998. Бибкод : 2005A & A ... 432..985R . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20042136 .
  28. ^ a b c Fang, M .; Van Boekel, R .; King, RR; Хеннинг, Т .; Bouwman, J .; Doi, Y .; Окамото, YK; Roccatagliata, V .; Сицилия-Агилар, А. (2012). «Звездообразование и свойства диска в Pismis 24». Астрономия и астрофизика . 539 : A119. arXiv : 1201.0833 . Бибкод : 2012A & A ... 539A.119F . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201015914 .
  29. ^ Кастнер, JH; Бьюкенен, CL; Сарджент, Б .; Форрест, WJ (2006). "Спитцер-спектроскопия пыльных дисков вокруг B \ e] гипергигантов в Большом Магеллановом облаке" . Астрофизический журнал . 638 (1): L29 – L32. Bibcode : 2006ApJ ... 638L..29K . DOI : 10.1086 / 500804 .
  30. ^ Orosz, JA; Макклинток, Дж. Э .; Narayan, R .; Bailyn, CD; Хартман, JD; Macri, L .; Liu, J .; Pietsch, W .; Ремиллар, РА; Шпорер, А .; Мазех, Т. (2007). «Черная дыра массой 15,65 солнечной в затменной двойной системе в соседней спиральной галактике M 33». Природа . 449 (7164): 872–875. arXiv : 0710.3165 . Bibcode : 2007Natur.449..872O . DOI : 10,1038 / природа06218 . PMID 17943124 . 
  31. ^ a b Rauw, G .; Sana, H .; Gosset, E .; Vreux, J.-M .; Jehin, E .; Парментье, Г. (2000). «Новое орбитальное решение для массивной двойной системы HD 93403». Астрономия и астрофизика . 360 : 1003. Bibcode : 2000A & A ... 360.1003R .
  32. ^ a b c d 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 .
  33. ^ a b c d Comerón, F .; Паскуали, А. (2012). «Новые члены огромного звездного населения Лебедя» . Астрономия и астрофизика . 110 : 2715. Bibcode : 2012A & A ... 543A.101C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219022 .
  34. ^ a b c d e Лирманн, Адриан; Хаманн, Вольф-Райнер; Осьнова, Лидия М .; Тодт, Хельге (2011). "Звезды большой массы в пятерном скоплении центра Галактики". Société Royale des Sciences de Liège . 80 : 160–164. Bibcode : 2011BSRSL..80..160L .
  35. ^ Burggraf, B .; Weis, K .; Боманс, ди-джей (2006). «LBV в M33: их среда и возраст». Звездная эволюция при низкой металличности: потеря массы . 353 : 245. Bibcode : 2006ASPC..353..245B .
  36. ^ a b Bhatt, H .; Pandey, JC; Kumar, B .; Сингх, КП; Сагар, Р. (2010). «Рентгеновские эмиссионные характеристики двух двойных систем Вольфа – Райе: V444 Cyg и CD Cru». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 402 (3): 1767–1779. arXiv : 0911.1489 . Bibcode : 2010MNRAS.402.1767B . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15999.x .
  37. ^ a b Bouret, J. -C .; Хиллиер, диджей; Lanz, T .; Фуллертон, AW (2012). «Свойства галактических O-сверхгигантов ранних типов: комбинированный анализ FUV-УФ и оптический анализ». Астрономия и астрофизика . 544 : A67. arXiv : 1205.3075 . Бибкод : 2012A & A ... 544A..67B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201118594 .
  38. ^ a b Linder, N .; и другие. (Октябрь 2008 г.), «Оптическая спектроскопия высокого разрешения звезды Пласкетта», Астрономия и астрофизика , 489 (2): 713–723, arXiv : 0807.4823 , Bibcode : 2008A & A ... 489..713L , doi : 10.1051 / 0004- 6361: 200810003 , S2CID 118431215. 
  39. ^ a b Krtička, J .; Kubát, J .; Кртичкова, И. (2015). «Рентгеновское облучение ветров в двойных системах с массивными компонентами». Астрономия и астрофизика . 579 : A111. arXiv : 1505.03411 . Bibcode : 2015A & A ... 579A.111K . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201525637 . S2CID 119120927 . 
  40. ^ a b Шенар, Т. (2016). «Проект массивного двойного мониторинга тарантулов: II. Первый орбитальный и спектроскопический анализ SB2 для двойной системы Вольфа-Райе R145». Астрономия и астрофизика . 1610 : A85. arXiv : 1610.07614 . Bibcode : 2017A & A ... 598A..85S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201629621 .
  41. ^ Винк, JS; Дэвис, Б .; Харрис, TJ; Oudmaijer, RD; Уолборн, Н.Р. (2009). «О наличии и отсутствии дисков вокруг звезд О-типа». Астрономия и астрофизика . 505 (2): 743–753. arXiv : 0909.0888 . Бибкод : 2009A & A ... 505..743V . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912610 .
  42. ^ Райт, Николас Дж .; Дрю, Джанет Э .; Мор-Смит, Майкл (2015). «Массивное звездное население Лебедя OB2». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 449 : 741–760. arXiv : 1502.05718 . Bibcode : 2015MNRAS.449..741W . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv323 .
  43. ^ a b Peeples, Molly S .; и другие. (Январь 2007 г.). "Пересмотренная природа переменного источника галактического центра GCIRS 16SW: массивная затменная двойная система". Астрофизический журнал . 654 (1): L61 – L64. arXiv : astro-ph / 0610212 . Bibcode : 2007ApJ ... 654L..61P . DOI : 10,1086 / 510720 . S2CID 14242573 . 
  44. ^ de Vries, N .; Portegies Zwart, S .; Фигейра, Дж. (2014-03-01). «Эволюция троек с полостью Роша, заполняющей внешнюю звезду» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 438 (3): 1909–1921. arXiv : 1309,1475 . Bibcode : 2014MNRAS.438.1909D . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1688 . ISSN 0035-8711 . 
  45. ^ а б Уильямс, SJ; и другие. (2008). "Динамические массы для массивной двойной системы большого Магелланова облака [L72] LH 54-425". Астрофизический журнал . 682 (1): 492–498. arXiv : 0802.4232 . Bibcode : 2008ApJ ... 682..492W . DOI : 10.1086 / 589687 .
  46. ^ a b Наджарро, Ф .; Фигер, Д. Ф.; Хиллиер, диджей; Гебалле, TR; Кудрицки, Р.П. (2009). «Металличность в центре Галактики: пятиминутное скопление». Астрофизический журнал . 691 (2): 1816–1827. arXiv : 0809.3185 . Bibcode : 2009ApJ ... 691.1816N . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 691/2/1816 . S2CID 15473563 . 
  47. ^ Barniske, A .; Оскинова Л.М.; Хаманн, W. -R. (2008). «Две чрезвычайно яркие звезды WN в центре Галактики с околозвездным излучением пыли и газа». Астрономия и астрофизика . 486 (3): 971–984. arXiv : 0807.2476 . Бибкод : 2008A & A ... 486..971B . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200809568 .
  48. ^ Geballe, TR; Najarro, F .; Ригаут, Ф .; Рой, Ж. -Р. (2006). «Спектр горячей звезды в IRS 8 в K-диапазоне: посторонний в центре Галактики?». Астрофизический журнал . 652 (1): 370–375. arXiv : astro-ph / 0607550 . Bibcode : 2006ApJ ... 652..370G . DOI : 10.1086 / 507764 .
  49. ^ Бенвенуто, О. Г.; Серенелли, AM; Althaus, LG; Barbá, RH; Моррелл, Н.И. (2002). «Расчет масс двойной звезды HD 93205 с применением теории апсидального движения». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 330 (2): 435–442. arXiv : astro-ph / 0110662 . Bibcode : 2002MNRAS.330..435B . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2002.05083.x . S2CID 16834579 . 
  50. ^ Хендри, Массачусетс; Smartt, SJ; Skillman, ED; Эванс, CJ; Trundle, C .; Леннон, диджей; Кроутер, Пенсильвания; Хантер И. (2008). «Голубой сверхгигант Шер 25 и его интригующая туманность в виде песочных часов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 388 (3): 1127. arXiv : 0803.4262 . Bibcode : 2008MNRAS.388.1127H . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13347.x .
  51. ^ Марьева, Ольга В .; Кенигсбергер, Глория; Карпов, Сергей В .; Лозинская, Татьяна А .; Егоров, Олег В .; Росси, Коринн; Калабрези, Массимо; Виотти, Роберто Ф. (2020). «Асимметричная туманность M33 переменной GR290 (WR / LBV)» . Астрономия и астрофизика . 635 : A201. arXiv : 2002.10587 . Bibcode : 2020A & A ... 635A.201M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201936840 . ISSN 0004-6361 . 
  52. ^ Rivet, J. -P .; Siciak, A .; де Алмейда, ESG; Вакили, Ф .; Домициано де Соуза, А .; Fouché, M .; Lai, O .; Vernet, D .; Kaiser, R .; Герин, В. (2020). «Интерферометрия интенсивности P Лебедя в эмиссионной линии H α: к калибровке расстояний до звезд LBV-сверхгигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 494 (1): 218–227. arXiv : 1910.08366 . Bibcode : 2020MNRAS.494..218R . DOI : 10.1093 / MNRAS / staa588 .
  53. ^ Муньос, Мелисса; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Hill, Grant M .; Шенар, Томер; Ричардсон, Ноэль Д.; Пабло, Герберт; Сент-Луис, Николь; Рамиарамананцоа, Тахина (2017). «WR 148: Идентификация спутника чрезвычайно стремительно сбежавшей массивной двоичной системы * ». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 467 (3): 3105. arXiv : 1609.08289 . Bibcode : 2017MNRAS.467.3105M . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw2283 . S2CID 119199391 . 
  54. ^ Бибби, JL; Кроутер, Пенсильвания; Фернесс, JP; Кларк, JS (2008). «Пересмотр в сторону уменьшения расстояния скопления 1806-20 и связанного с ним магнетара по данным спектроскопии Близнецов в ближнем инфракрасном диапазоне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 386 (1): L23. arXiv : 0802.0815 . Bibcode : 2008MNRAS.386L..23B . DOI : 10.1111 / j.1745-3933.2008.00453.x . S2CID 14466990 . 
  55. ^ Монье, JD; Чжао, Мин; Pedretti, E .; Millan-Gabet, R .; Berger, J.-P .; Трауб, В .; Schloerb, FP; ten Brummelaar, T .; McAlister, H .; Ridgway, S .; Штурманн, Л. (2011-11-20). «ПЕРВАЯ ВИЗУАЛЬНАЯ ОРБИТА ДЛЯ ПРОТОТИПИЧЕСКОГО ДВОИЧНОГО СОВЕТНИКА WR 140» . Астрофизический журнал . 742 (1): L1. arXiv : 1111.1266 . Bibcode : 2011ApJ ... 742L ... 1M . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 742/1 / L1 . ISSN 2041-8205 . 
  56. ^ Балега, Ю. Ю.; Ченцов Е.Л .; Леушин В.В.; Рзаев, А. Х .; Вайгельт, Г. (2014). «Молодая массивная двойная система θ 1 OriC: Лучевые скорости компонентов». Астрофизический бюллетень . 69 (1): 46–57. Bibcode : 2014AstBu..69 ... 46B . DOI : 10.1134 / S1990341314010052 . ISSN 1990-3413 . S2CID 120838635 .  
  57. ^ Хаммел, Калифорния; Rivinius, T .; Ниева, М. -Ф .; Stahl, O .; Van Belle, G .; Завала, RT (2013). «Динамическая масса сверхгиганта O-типа в ζ Orionis A». Астрономия и астрофизика . 554 : A52. arXiv : 1306.0330 . Bibcode : 2013A & A ... 554A..52H . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321434 . S2CID 53645495 . 
  58. ^ Tetzlaff, N .; Neuhäuser, R .; Холе, ММ (01.01.2011). «Каталог молодых убегающих звезд Hipparcos в пределах 3 кпк от Солнца» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 410 (1): 190–200. arXiv : 1007.4883 . Bibcode : 2011MNRAS.410..190T . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x . ISSN 0035-8711 . 
  59. ^ Петрович, J .; Langer, N .; Ван дер Хухт, КА (2005). «Ограничение массопереноса в массивных двойных системах с помощью моделей эволюции предшественников двойных систем Вольфа-Райе + O». Астрономия и астрофизика . 435 (3): 1013. arXiv : astro-ph / 0504242 . Бибкод : 2005A & A ... 435.1013P . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20042368 . S2CID 16778765 . 
  60. ^ Маркова, Н. (апрель 2002 г.), "Спектральная изменчивость светящихся звезд ранних типов. II. Сверхгигант альфа Camelopardalis", Астрономия и астрофизика , 385 (2): 479–487, Bibcode : 2002A & A ... 385..479M , DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020153 См. Таблицу 1.
  61. ^ Каши, А .; Сокер, Н. (2010). "Начало прохождения периастра извержений Eta Carinae в XIX веке". Астрофизический журнал . 723 (1): 602–611. arXiv : 0912.1439 . Bibcode : 2010ApJ ... 723..602K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 723/1/602 .
  62. ^ Рауль Э. Пуэбла; Д. Джон Хиллиер; Янош Жарго; Дэвид Х. Коэн; Морис А. Лойтенеггер (2015). «Рентгеновский, УФ и оптический анализ сверхгигантов: ε Ori». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 456 (3): 2907–2936. arXiv : 1511.09365 . Bibcode : 2016MNRAS.456.2907P . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv2783 .
  63. ^ а б Алмейда, Луизиана; Sana, H .; de Mink, SE ; и другие. (13 октября 2015 г.). «ОБНАРУЖЕНИЕ БОЛЬШОЙ ДВОЙНОЙ СВЕРХКОНТАКТНОЙ СИСТЕМЫ VFTS 352: ДОКАЗАТЕЛЬСТВО ДЛЯ УЛУЧШЕННОГО ВНУТРЕННЕГО СМЕШИВАНИЯ». Астрофизический журнал . 812 (2): 102. arXiv : 1509.08940 . Bibcode : 2015ApJ ... 812..102A . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 812/2/102 .
  64. ^ Сандер, AAC; Hamann, W.-R .; Todt, H .; Hainich, R .; Шенар, Т .; Рамачандран, V .; Оскинова, Л.М. (2019). «Галактические звезды WC и WO». Астрономия и астрофизика . 621 : A92. arXiv : 1807.04293 . Bibcode : 2019A & A ... 621A..92S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201833712 . S2CID 67754788 . 
  65. ^ Север, младший; Tuthill, PG; Танго, WJ; Дэвис, Дж. (2007). «Γ2 Velorum: Орбитальное решение и определение фундаментальных параметров с помощью SUSI». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 377 (1): 415–424. arXiv : astro-ph / 0702375 . Bibcode : 2007MNRAS.377..415N . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11608.x . S2CID 16425744 . 
  66. ^ Murdin, P .; Пенстон, М.В. (1977-12-01). «Ассоциация Lambda Orionis» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 181 (4): 657–665. Bibcode : 1977MNRAS.181..657M . DOI : 10.1093 / MNRAS / 181.4.657 . ISSN 0035-8711 . 
  67. ^ a b Rainot, A .; Reggiani, M .; Sana, H .; Bodensteiner, J .; Гомес-Гонсалес, Калифорния; Absil, O .; Christiaens, V .; Delorme, P .; Алмейда, штат Луизиана; Caballero-Nieves, S .; Де Риддер, Дж. (2020). «Проект высококонтрастных изображений Carina для массивных звезд (CHIPS): I. Методология и подтверждение концепции на QZ Car (≡ HD 93206)» . Астрономия и астрофизика . 640 : A15. arXiv : 2006.01914 . Bibcode : 2020A & A ... 640A..15R . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201936448 . ISSN 0004-6361 . 
  68. ^ Mokiem, MR; de Koter, A .; Puls, J .; Herrero, A .; Najarro, F .; Вильямарис, MR (октябрь 2005 г.). «Спектральный анализ звезд ранних типов с использованием метода подгонки на основе генетического алгоритма». Астрономия и астрофизика . 441 (2): 711–733. arXiv : astro-ph / 0506751 . Бибкод : 2005A & A ... 441..711M . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20053522 . S2CID 9965794 . 
  69. ^ Repolust, T .; Puls, J .; Эрреро, А. (2004). «Звездные и ветровые параметры галактических О-звезд. Влияние блокировки линий / покровов» . Астрономия и астрофизика . 415 (1): 349–376. Бибкод : 2004A & A ... 415..349R . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20034594 .
  70. ^ Паркин, ER; Госсет, Э. (2011). «Исследование рентгеновского излучения массивной двойной WR + O WR 22 с использованием трехмерных гидродинамических моделей». Астрономия и астрофизика . 530 : A119. arXiv : 1104.2383 . Bibcode : 2011A & A ... 530A.119P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201016125 . S2CID 55645991 . 
  71. ^ Dufton, PL; Данстолл, PR; Эванс, CJ; Brott, I .; Cantiello, M .; Де Котер, А .; Де Минк, ЮВ ; Fraser, M .; Hénault-Brunet, V .; Ховарт, штат ИД; Langer, N .; Леннон, диджей; Маркова, Н .; Sana, H .; Тейлор, WD (2011). «Обзор тарантулов VLT-FLAMES: самая быстро вращающаяся звезда O-типа и пульсар с самым коротким периодом LMC - остатки двойной звезды, разрушенной сверхновой?». Письма в астрофизический журнал . 743 (1): L22. arXiv : 1111.0157 . Bibcode : 2011ApJ ... 743L..22D . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 743/1 / L22 . S2CID 118448435 . 
  72. ^ РЕЗОЛЮЦИЯ B2 о новом определении астрономической единицы длины (PDF) , Пекин: Международный астрономический союз, 31 августа 2012 г., XXVIII Генеральная ассамблея Международного астрономического союза рекомендует [приняла] изменить определение астрономической единицы на условная единица длины, равная точно 149 597 870 700 метров, в соответствии со значением, принятым в Резолюции B2 IAU 2009
  73. Перейти ↑ Williams, DR (1 июля 2013 г.). «Информационный бюллетень Sun» . Центр космических полетов имени Годдарда НАСА . Архивировано 15 июля 2010 года . Проверено 12 августа 2013 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • «Статистика в кластере Arches» . ХабблСайт . Май 2005 г.
  • «Самая массивная открытая звезда» . Space.com .
  • «Арочный кластер» . ScienceDaily . Март 2005 г.
  • "Насколько тяжелой может быть звезда?" . 3 башни . Архивировано из оригинала на 2007-10-28.
  • «LBV 1806–20» . AdsAbs . Бостон, Массачусетс: Гарвардский университет.