Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Светящаяся синяя переменная AG Carinae в космическом телескопе Хаббла

Светящиеся синие переменные ( LBV ) - это массивные эволюционировавшие звезды, которые показывают непредсказуемые, а иногда и драматические изменения как в спектрах, так и в яркости. Они также известны как переменные S Doradus в честь S Doradus , одной из самых ярких звезд Большого Магелланова Облака . Они чрезвычайно редки: всего 20 объектов занесены в Общий каталог переменных звезд как SDor [1], и некоторые из них больше не считаются LBV.

Открытие и история [ править ]

P Cygni профиль спектральной линии

Звезды LBV P Cygni и η Carinae были известны как необычные переменные с 17 века, но их истинная природа не была полностью понята до недавнего времени.

В 1922 году Джон Чарльз Дункан опубликовал первые три переменные звезды, когда-либо обнаруженные во внешней галактике, переменные 1, 2 и 3, в галактике Треугольник (M33). За ними последовал Эдвин Хаббл с еще тремя в 1926 году: A, B и C в M33. Затем в 1929 году Хаббл добавил список переменных, обнаруженных в M31 . Из них Var A, Var B, Var C и Var 2 в M33 и Var 19 в M31 были дополнены подробным исследованием Хаббла и Аллана Сэндиджа в 1953. Var 1 в M33 был исключен как слишком слабый, а Var 3 уже был классифицирован как цефеидная переменная . В то время их просто описывали как нерегулярные переменные, хотя они были самыми яркими звездами в этих галактиках.[2] В исходной статье «Хаббл Сэндидж» есть сноска, что S Doradus может быть звездой того же типа, но выражены серьезные сомнения, поэтому для подтверждения связи придется подождать несколько десятилетий.

В более поздних работах эти пять звезд были названы переменными Хаббла – Сэндиджа. В 1970-х годах Var 83 в M33 и AE Andromedae , AF Andromedae (= Var 19), Var 15 и Var A-1 в M31 были добавлены в список и описаны несколькими авторами как «светящиеся синие переменные», хотя это было в то время не считалось официальным именем. Было обнаружено, что в спектрах присутствуют линии с профилем P Cygni, и их сравнивали с η Carinae. [3] В 1978 году Роберта М. Хамфрис опубликовала исследование восьми переменных в M31 и M33 (исключая Var A) и назвала их светящимися синими переменными, а также установила связь с классом переменных звезд S Doradus. [4]В 1984 году в презентации на симпозиуме МАС Питер Конти формально сгруппировал переменные S Doradus, переменные Хаббла – Сэндиджа, η Киля, P Лебедя и другие подобные звезды вместе под термином «светящиеся синие переменные» и сократил его до LBV. Он также четко отделил их от других светящихся голубых звезд, звезд Вольфа – Райе. [5]

Типы переменных звезд обычно называются в честь первого члена, обнаруженного как переменная, например, переменные δ Sct, названные в честь звезды δ Sct . Первой светящейся синей переменной, которая была идентифицирована как переменная звезда, была P Лебедя, и эти звезды были названы переменными типа P Лебедя. Общий каталог переменных звезд решил , что есть возможность путаницы с P Лебедя профилей , которые также встречаются в других типах звезд, и выбрал аббревиатуру SDOR для «переменных типа S Золотой Рыбы». [6] Термин «переменная S Doradus» использовался для описания переменных P Cygni, S Doradus, η Carinae и переменных Хаббла-Сэндиджа как группы в 1974 г. [7]

Физические свойства [ править ]

Верхняя часть диаграммы HR показывает расположение полосы нестабильности S Doradus и расположение вспышек LBV. Основная последовательность - это тонкая наклонная линия слева внизу.

LBV - это массивные нестабильные звезды-сверхгиганты (или гипергиганты ), которые демонстрируют различные спектральные и фотометрические вариации, наиболее очевидно периодические вспышки s и случайные гораздо более крупные извержения s.

В "спокойном" состоянии они обычно являются звездами B-типа, иногда чуть более горячими, с необычными эмиссионными линиями. Они находятся в области диаграммы Герцшпрунга-Рассела, известной как полоса нестабильности S Doradus , где наименее светящиеся имеют температуру около 10 000 K и светимость, примерно в 250 000 раз превышающую солнечную, тогда как самые яркие имеют температуру около 25 000 K и их светимость в миллион раз больше солнечной, что делает их одними из самых ярких из всех звезд.

Во время нормальной вспышки температура для всех звезд понижается примерно до 8 500 К, что немного горячее, чем у желтых гипергигантов . Болометрическая светимость обычно остается постоянной, что означает, что визуальная яркость несколько увеличивается на величину или две. S Doradus олицетворяет это поведение. Было обнаружено несколько примеров, когда кажется, что светимость меняется во время вспышки, но свойства этих необычных звезд трудно определить точно. Например, AG Carinae может уменьшаться в яркости примерно на 30% во время вспышек; и AFGL 2298 резко увеличивает свою светимость во время вспышки, хотя неясно, следует ли классифицировать это как умеренное гигантское извержение . [8] S Doradus олицетворяет это поведение, которое было названо сильным активным циклом и рассматривается как ключевой критерий для определения светящихся переменных синего цвета. Видны две отчетливые периодичности: либо изменения продолжаются более 20 лет, либо менее 10 лет. В некоторых случаях отклонения намного меньше, менее половины величины, с небольшим понижением температуры. Они называются слабоактивными циклами и всегда происходят во временных масштабах менее 10 лет. [9]

Некоторые LBV подвергались гигантским извержениям с резко увеличившейся потерей массы и яркостью, настолько сильными, что некоторые из них были первоначально внесены в каталог как сверхновые. Вспышки означают, что вокруг таких звезд обычно есть туманности ; η Carinae является наиболее изученным и ярким известным примером, но может быть нетипичным. [10] Обычно предполагается, что все светящиеся голубые переменные подвергаются одному или нескольким из этих крупных извержений, но они наблюдались только у двух или трех хорошо изученных звезд и, возможно, у нескольких самозванцев сверхновых. Два ярких примера в нашей галактике, P Лебедя и η Киля, и возможный пример в Малом Магеллановом Облаке, HD 5980A, не показали вариаций сильного цикла. По-прежнему возможно, что два типа переменности происходят в разных группах звезд. [11] Трехмерное моделирование показало, что эти выбросы могут быть вызваны изменениями непрозрачности гелия. [12]

Многие голубые светящиеся переменные также показывают малую изменчивость амплитуды с периодами менее чем через год, которые появляются характерными для переменного Альфа Лебедя , [8] и стохастических (т.е. полностью случайные) изменения. [9]

Светящиеся синие переменные по определению ярче, чем большинство звезд, а также более массивны, но в очень широком диапазоне. Наиболее светящиеся более миллион  л ☉ и имеют массы приближаются, возможно , превышающие 100,  М ☉ . Наименее светящиеся имеют светимость около четверти миллиона  L ☉ и масс , как низко как 10  М ☉ , хотя они были бы значительно более массивными , как звезды главной последовательности. Все они имеют высокую скорость потери массы и показывают некоторое повышение содержания гелия и азота. [8]

Эволюция [ править ]

Туманность Гомункула , образованная Великой Вспышкой η Киля

Из-за большой массы и высокой светимости этих звезд время их жизни очень короткое - всего несколько миллионов лет в целом и намного меньше миллиона лет в фазе LBV. [13] Они быстро развиваются в наблюдаемых временных масштабах; были обнаружены примеры, когда звезды со спектром Вольфа – Райе (WNL / Ofpe) развивались, чтобы показать вспышки LBV, и несколько сверхновых были прослежены до вероятных предков LBV. Недавние теоретические исследования подтверждают последний сценарий, в котором светящиеся голубые переменные звезды являются последней стадией эволюции некоторых массивных звезд, прежде чем они взорвутся как сверхновые, по крайней мере для звезд с начальной массой от 20 до 25 масс Солнца . [14] Для более массивных звезд компьютерное моделирование их эволюции предполагает, что светящаяся синяя переменная фаза имеет место во время последних фаз горения водорода в ядре (LBV с высокой температурой поверхности), фазы горения водородной оболочки (LBV с более низкой температурой поверхности) и ранняя часть сердечника горения гелия фазы (ЛБВ с высокой температурой поверхности снова) перед переходом к фазе Вольфа-Райе , [15] , таким образом , быть аналогичны красного гиганта и красного сверхгигантских фаз менее массивных звезд.

Похоже, что существует две группы LBV: одна со светимостью выше 630000 солнечной, а другая со светимостью ниже 400000 солнечной, хотя это оспаривается в более поздних исследованиях. [16] Были построены модели, показывающие, что группа с меньшей светимостью - это пост-красные сверхгиганты с начальной массой в 30–60 раз больше Солнца, тогда как группа с более высокой светимостью - это звезды популяции II с начальными массами в 60–90 раз больше, чем у Солнца. Солнце, которое никогда не разовьется до красных сверхгигантов , хотя они могут стать желтыми гипергигантами . [17] Некоторые модели предполагают, что LBV - это этап в эволюции очень массивных звезд, необходимый для того, чтобы они теряли избыточную массу, [18]в то время как другие требуют, чтобы большая часть массы была потеряна на более ранней стадии холодных сверхгигантов. [17] Нормальных вспышек и звездных ветров в состоянии покоя недостаточно для требуемой потери массы, но LBV иногда вызывают аномально большие вспышки, которые можно принять за слабую сверхновую, и они могут потерять необходимую массу. Все последние модели согласны с тем, что стадия LBV происходит после стадии главной последовательности и до обедненной водородом стадии Вольфа – Райе, и что практически все звезды LBV в конечном итоге взорвутся как сверхновые. LBV, очевидно, могут взорваться прямо как сверхновая, но, вероятно, только небольшая часть. Если звезда не потеряет достаточной массы до конца стадии LBV, она может подвергнуться особенно мощной сверхновой, созданнойпарная нестабильность . Последние модели звездной эволюции предполагают, что некоторые одиночные звезды с начальной массой примерно в 20 раз превышающей массу Солнца, будут взорваться как LBV, как сверхновые типа II-P, типа IIb или типа Ib [14], тогда как двойные звезды претерпевают гораздо больше - сложная эволюция за счет снятия оболочки, ведущая к менее предсказуемым результатам [19]

Вспышки, подобные сверхновым [ править ]

Звезды, похожие на η Киля в ближайших галактиках

Светящиеся голубые переменные звезды могут подвергаться «гигантским вспышкам» с резко увеличивающейся потерей массы и яркостью. η Киля является прототипическим примером [20] с P Лебедя, показывающим одну или несколько подобных вспышек 300–400 лет назад [21], но сейчас их десятки каталогизированы во внешних галактиках. Многие из них изначально были классифицированы как сверхновые, но были повторно исследованы из-за необычных особенностей. [22] Природа вспышек и звезд-прародителей, кажется, сильно различается [23], причем вспышки, скорее всего, имеют несколько разных причин. Исторические вспышки η Киля и P Лебедя, а также несколько недавних вспышек во внешних галактиках продолжались годы или десятилетия, тогда как некоторые из самозваных сверхновыхсобытия снизились до нормальной яркости в течение нескольких месяцев. Хорошо изученными примерами являются:

  • SN 1954J
  • СН 1961В
  • SN 1997bs

Ранние модели звездной эволюции предсказывали, что, хотя звезды большой массы, которые производят LBV, часто или всегда заканчивают свою жизнь как сверхновые, взрыв сверхновой не произойдет на стадии LBV. Из-за того, что прародитель SN 1987A был голубым сверхгигантом и, скорее всего, LBV, несколько последующих сверхновых были связаны с предшественниками LBV. Было показано, что предшественником SN 2005gl является LBV, по всей видимости, вспышка всего несколькими годами ранее. [24] Были обнаружены предшественники нескольких других сверхновых типа IIn, которые, вероятно, были LBV: [25]

  • SN 2009ip
  • SN 2010jl

Моделирование предполагает, что при металличности, близкой к солнечной, звезды с начальной массой около 20–25  M ☉ взорвутся как сверхновые, находясь на стадии LBV своей жизни. Это будут пост-красные сверхгиганты со светимостью в несколько сотен тысяч раз больше, чем у Солнца. Ожидается, что сверхновая будет иметь тип II, скорее всего, тип IIb, хотя, возможно, тип IIn из-за эпизодов повышенной потери массы, которые происходят как LBV и на стадии желтого гипергиганта . [26]

Список LBV [ править ]

См. Также: Список самых ярких звезд

Идентификация LBV требует подтверждения характерных спектральных и фотометрических вариаций, но эти звезды могут быть «неподвижными» в течение десятилетий или столетий, в это время они неотличимы от многих других горячих светящихся звезд. Кандидат в светящуюся синюю переменную (cLBV) может быть идентифицирован относительно быстро на основе ее спектра или светимости, и во время недавних исследований в Млечном Пути были каталогизированы десятки. [27]

Недавние исследования плотных скоплений и масс-спектрографический анализ светящихся звезд определили десятки вероятных LBV в Млечном Пути из вероятной общей численности населения всего в несколько сотен, хотя некоторые из них наблюдались достаточно подробно, чтобы подтвердить характерные типы изменчивости. Кроме того, было идентифицировано большинство LBV в Магеллановых Облаках, несколько десятков в M31 и M33, а также горстка в других галактиках местных групп. [28]

η Carinae , светящаяся синяя переменная, видимая из рентгеновской обсерватории Чандра

Наша галактика:

  • η Киля
  • P Cygni
  • V4650 Sagittarii (FMM 362 или qF362, в кластере Quintuplet )
  • V4998 Sagittarii (LBV3, G0.120 0,048, очень близко к скоплению Quintuplet)
  • AG Carinae
  • HR Carinae
  • V432 Кили (Wray 15-751)
  • V4029 Стрелец (HD 168607)
  • V905 Scorpii (HD 160529)
  • V1672 Aquilae (AFGL 2298)
  • W1-243 (в Вестерлунде 1 )
  • V481 Щит (LBV G24.73 + 0.69)
  • GCIRS 34 Вт
  • MWC 930 [29] (= V446 Scuti)
  • Рэй 16-137 [30]
  • WS1 (обнаружен как WISE Shell 1 [31] ) [32]
  • MN44 [33]
  • MN48 [34]

LMC:

  • S Doradus
  • HD 269858 (= R127)
  • HD 269006 (= R71)
  • HD 269929 (= R143)
  • HD 269662 (= R110)
  • HD 269700 (= R116) [35]
  • HD 269582 (= MWC 112)
  • HD 269216 [36]

SMC:

  • HD 5980 (= R14)
  • HD 6884 (= R40)

M31:

  • А.Ф. Андромеды [37]
  • А.Е. Андромеды [37]
  • Вар 15 [37]
  • Вар А-1 [37]
  • J004526.62 + 415006.3 [38]
  • J004051.59 + 403303.0 [38]
  • LAMOST J0037 + 4016 [39]

M33:

  • Var 2 [37] (чрезвычайно горячая звезда, не показывающая переменность с 1935 г. и практически не изучаемая)
  • Вар 83 [37]
  • Вар Б [37]
  • Вар C [37]
  • GR 290 [40] (звезда Романо, необычно горячая LBV [41] )

NGC 2403 :

  • V12 [42]
  • V37 [42]
  • V38 [42]

NGC 2366 ( NGC 2363 )

  • NGC 2363-V1

PHL 293B

  • Безымянная звезда, которая пережила вспышку с 1998 по 2008 годы в необычном событии, подобном сверхновой, и теперь исчезла [43]

Ряд cLBV в Млечном Пути хорошо известен из-за своей чрезвычайной яркости или необычных характеристик, в том числе:

  • Wray 17-96 (необычный гипергигант в промежутке между двумя полустабильными областями LBV)
  • Пистолетная звезда (когда-то считалась самой яркой звездой в галактике)
  • LBV 1806-20 (одна из самых ярких известных звезд)
  • Сандулек -69 ° 202 (звезда, взорвавшаяся как SN 1987A )
  • Cygnus OB2-12 (голубой гипергигант и одна из самых ярких известных звезд)
  • HD 80077 (синий гипергигант)
  • V1429 Aquilae (со сверхгигантским компаньоном, очень похожим на менее яркий η Car)
  • V4030 Sagittarii (гипергигант, окруженный туманностью, идентичной туманности вокруг Сандулека -69 ° 202)
  • WR 102ka (звезда пиона, одна из самых ярких известных звезд и будет одной из самых горячих LBV)
  • Шер 25 (синий сверхгигант в NGC 3603 с биполярным истечением и окруженный околозвездным кольцом)
  • BD + 40 ° 4210 (синий сверхгигант в звездной ассоциации Cygnus OB2 )

Другие хорошо известные звезды, которые в настоящее время не классифицируются как LBV, но могут переходить в LBV, относительно недавно были LBV или являются LBV в стабильной фазе, включают: [ необходима цитата ]

  • Zeta-1 Scorpii (гипергигант невооруженным глазом)
  • IRC + 10420 (желтый гипергигант, температура которого повысилась до диапазона LBV)
  • V509 Cassiopeiae (= HR 8752, необычный желтый гипергигант, развивающийся голубыми стенами)
  • Rho Cassiopeiae (неустойчивый желтый гипергигант, страдающий периодическими вспышками)

См. Также [ править ]

  • Гипернова
  • Гипергигант

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Типы изменчивости ОКПЗ" . Общий каталог переменных звезд @ Астрономический институт им. Штернберга, Москва, Россия . 12 Февраль 2009 . Проверено 24 ноября 2010 .
  2. ^ Хаббл, Эдвин; Sandage, Аллан (1953). «Ярчайшие переменные звезды во внегалактических туманностях. I. M31 и M33». Астрофизический журнал . 118 : 353. Bibcode : 1953ApJ ... 118..353H . DOI : 10.1086 / 145764 .
  3. ^ Bianchini, A .; Розино, Л. (1975). «Спектр яркой переменной A-1 в M31». Астрономия и астрофизика . 42 : 289. Bibcode : 1975A&A .... 42..289B .
  4. Перейти ↑ Humphreys, RM (1978). «Светящиеся переменные звезды в M31 и M33». Астрофизический журнал . 219 : 445. Bibcode : 1978ApJ ... 219..445H . DOI : 10,1086 / 155797 .
  5. ^ Конти, PS (1984). "Основные наблюдательные ограничения эволюции массивных звезд". Наблюдательные проверки теории звездной эволюции . Наблюдательные проверки теории звездной эволюции. Симпозиум № 105 Международного астрономического союза . 105 . С. 233–254. Bibcode : 1984IAUS..105..233C . DOI : 10.1007 / 978-94-010-9570-9_47 . ISBN 978-90-277-1775-7.
  6. ↑ Шаров, А.С. (1975). «Переменные типа S Dor в других галактиках». В: Переменные звезды и звездная эволюция; Материалы симпозиума . 67 : 275–284. Bibcode : 1975IAUS ... 67..275S . DOI : 10.1007 / 978-94-010-9934-9_38 . ISBN 978-90-277-0579-2.
  7. ^ Теккерей, AD (1974). «Варианты S Dor и HDE 269006» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 168 : 221–233. Bibcode : 1974MNRAS.168..221T . DOI : 10.1093 / MNRAS / 168.1.221 .
  8. ^ a b c 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 .
  9. ^ a b Стеркен, С. (2003). "Циклы и цикличности в светящихся голубых переменных: феномен S Dor". Взаимодействие Периодика . 292 : 437. Bibcode : 2003ASPC..292..437S .
  10. ^ Guzik, Джойс A .; Ловкин, Екатерина С. (2014). «Пульсации и гидродинамика светящихся голубых переменных звезд». arXiv : 1402.0257v1 [ SR astro-ph. SR ].
  11. ^ Ван Genderen, AM (2001). «Переменные S Doradus в Галактике и Магеллановых облаках» . Астрономия и астрофизика . 366 (2): 508–531. Бибкод : 2001A & A ... 366..508V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20000022 . ISSN 0004-6361 . 
  12. ^ Цзян, Янь-Фэй; Кантиелло, Маттео; Бильдстен, Ларс; Quataert, Элиот; Блаес, Омер; Стоун, Джеймс (сентябрь 2018 г.). «Вспышки светящихся голубых переменных звезд из-за вариаций непрозрачности гелия». Природа . 561 (7724): 498–501. arXiv : 1809.10187 . Bibcode : 2018Natur.561..498J . DOI : 10.1038 / s41586-018-0525-0 . ISSN 0028-0836 . PMID 30258134 . S2CID 205570660 .   
  13. ^ Groh, 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 . 
  14. ^ а б 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 . 
  15. ^ Groh, 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 . 
  16. ^ Groh, Хосе Х .; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрём, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и предшественников гамма-всплесков: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : A131. arXiv : 1308,4681 . Bibcode : 2013A&A ... 558A.131G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321906 . S2CID 84177572 . 
  17. ^ a b Stothers, Ричард Б .; Чин, Чао-Вэнь (1996). «Эволюция массивных звезд в светящиеся голубые переменные и звезды Вольфа-Райе для различных металлов: теория против наблюдения». Астрофизический журнал . 468 : 842. Bibcode : 1996ApJ ... 468..842S . DOI : 10.1086 / 177740 .
  18. ^ Смит, Натан; Овоки, Стэнли П. (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд и звезд населения III». Астрофизический журнал . 645 (1): L45. arXiv : astro-ph / 0606174 . Bibcode : 2006ApJ ... 645L..45S . DOI : 10.1086 / 506523 . S2CID 15424181 . 
  19. ^ Сана, H .; Де Минк, ЮВ ; Де Котер, А .; Langer, N .; Эванс, CJ; Gieles, M .; Gosset, E .; Иззард, RG; Le Bouquin, J.-B .; Шнайдер, Франция (2012). «Двойное взаимодействие доминирует в эволюции массивных звезд». Наука . 337 (6093): 444–6. arXiv : 1207.6397 . Bibcode : 2012Sci ... 337..444S . DOI : 10.1126 / science.1223344 . PMID 22837522 . S2CID 53596517 .  
  20. ^ Смит, N .; Фрю, ди-джей (2011). «Пересмотренная историческая кривая блеска Eta Carinae и время близких сближений периастра». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (3): 2009–2019. arXiv : 1010,3719 . Bibcode : 2011MNRAS.415.2009S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18993.x . S2CID 118614725 . 
  21. ^ Хамфрис, RM; Дэвидсон, К .; Смит, Н. (1999). «Второе извержение Эта Киля и световые кривые переменных Эта Киля» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (763): 1124–1131. Bibcode : 1999PASP..111.1124H . DOI : 10.1086 / 316420 .
  22. ^ Смит, Натан; Ли, Вэйдун; Сильверман, Джеффри М .; Ганешалингам, Мохан; Филиппенко, Алексей В. (2011). «Светящиеся голубые переменные извержения и связанные с ними переходные процессы: разнообразие предшественников и свойства вспышек». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (1): 773. arXiv : 1010.3718 . Bibcode : 2011MNRAS.415..773S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18763.x . S2CID 85440811 . 
  23. ^ Кочанек, CS; Щигель, DM; Станек, KZ (2012). «Разоблачение самозванцев сверхновых». Астрофизический журнал . 758 (2): 142. arXiv : 1202.0281 . Bibcode : 2012ApJ ... 758..142K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 758/2/142 . S2CID 118623783 . 
  24. ^ Гал-Ям, А .; Леонард, округ Колумбия (2009). «Массивная гипергигантская звезда как прародитель сверхновой SN 2005gl». Природа . 458 (7240): 865–7. Bibcode : 2009Natur.458..865G . DOI : 10,1038 / природа07934 . PMID 19305392 . S2CID 4392537 .  
  25. ^ Tartaglia, L .; Пасторелло, А .; Салливан, М .; Baltay, C .; Rabinowitz, D .; Nugent, P .; Дрейк, AJ; Джорговски С.Г .; Гал-Ям, А .; Fabrika, S .; Барсукова Е.А.; Горанский В.П .; Валеев, АФ; Фатхуллин, Т .; Schulze, S .; Mehner, A .; Бауэр, ИП; Taubenberger, S .; Nordin, J .; Valenti, S .; Хауэлл, Д.А.; Benetti, S .; Cappellaro, E .; Fasano, G .; Elias-Rosa, N .; Barbieri, M .; Bettoni, D .; Арутюнян, А .; Кангас, Т .; и другие. (2016). «Взаимодействие сверхновых и самозванцев. LSQ13zm: Вспышка предвещает смерть массивной звезды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 459 (1): 1039. arXiv : 1604.00013 . Bibcode : 2016MNRAS.459.1039T . Дои: 10.1093 / mnras / stw675 . S2CID  22996021 .
  26. ^ 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 . 
  27. ^ Nazé, Y .; Rauw, G .; Хутсемекерс, Д. (2012). «Первый рентгеновский обзор светящихся голубых переменных Галактики». Астрономия и астрофизика . 538 : A47. arXiv : 1111.6375 . Bibcode : 2012A & A ... 538A..47N . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201118040 . S2CID 43688343 . 
  28. ^ Ричардсон, Ноэль Д .; Мехнер, Андреа (2018). «Перепись 2018 г. по ярким синим переменным в местной группе». Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 2 (3): 121. arXiv : 1807.04262 . Bibcode : 2018RNAAS ... 2c.121R . DOI : 10.3847 / 2515-5172 / aad1f3 . S2CID 119509358 . 
  29. ^ Мирошниченко, АС; Manset, N .; Жариков С.В.; Zsargó, J .; Хуарес Хименес, JA; Groh, JH; Levato, H .; Grosso, M .; Руди, RJ; Лааг, EA; Кроуфорд, КБ; Puetter, RC; Reichart, DE; Иварсен, KM; Haislip, JB; Nysewander, MC; Lacluyze, AP (2014). «Подтверждение статуса светящейся синей переменной MWC 930». Успехи в астрономии . 2014 : 1–9. arXiv : 1404.1121 . Bibcode : 2014AdAst2014E ... 7M . DOI : 10.1155 / 2014/130378 . S2CID 39425211 . 
  30. ^ Гварамадзе, VV; Князев, А.Ю .; Бердников, Л.Н.; Langer, N .; Гребель, ЭК; Бестенленер, JM (2014). «Открытие новой галактической истинной светящейся переменной синего цвета со спутником Spitzer ★». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 445 : L84 – L88. arXiv : 1408,6232 . Bibcode : 2014MNRAS.445L..84G . DOI : 10.1093 / mnrasl / slu141 . S2CID 41026239 . 
  31. ^ Гварамадзе, VV; Князев, А.Ю .; Мирошниченко А.С.; Бердников, Л.Н.; Langer, N .; Стрингфеллоу, GS; Todt, H .; Hamann, W.-R .; Гребель, ЭК; Бакли, Д .; Crause, L .; Crawford, S .; Гулбис, А .; Hettlage, C .; Hooper, E .; Husser, T.-O .; Kotze, P .; Loaring, N .; Nordsieck, KH; O'Donoghue, D .; Пикеринг, Т .; Potter, S .; Ромеро Колменеро, Э .; Vaisanen, P .; Уильямс, Т .; Wolf, M .; Reichart, DE; Иварсен, KM; Haislip, JB; Nysewander, MC; LaCluyze, AP (2012). «Обнаружение двух новых кандидатов в Галактические светящиеся синие переменные с помощью Wide-field Infrared Survey Explorer ★» (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 421 (4): 3325–3337. arXiv : 1201,2854 . Bibcode : 2012MNRAS.421.3325G . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.20556.x . ISSN  0035-8711 .
  32. ^ Князев, А.Ю .; Гварамадзе, В.В.; Бердников, Л.Н. (2015). "WS1: Еще одна новая галактическая истинная светящаяся синяя переменная ★". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 449 : L60 – L64. arXiv : 1502.07361 . Bibcode : 2015MNRAS.449L..60K . DOI : 10.1093 / mnrasl / slv023 . S2CID 119198192 . 
  33. ^ Гварамадзе, VV; Князев, А.Ю .; Бердников, Л.Н. (2015). «Открытие новой светящейся переменной синего цвета в Norma». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 454 (4): 3710. arXiv : 1509.08931 . Bibcode : 2015MNRAS.454.3710G . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv2278 . S2CID 119233401 . 
  34. ^ Князев, А.Ю .; Гварамадзе, В.В.; Бердников, Л.Н. (2016). «MN48: новая галактическая истинная светящаяся синяя переменная, обнаруженная Спитцером и СОЛЬ ★». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 459 (3): stw889. arXiv : 1604.03942 . Bibcode : 2016MNRAS.459.3068K . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw889 . S2CID 118616519 . 
  35. ^ "HD 269700" . SIMBAD . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 16 июля 2017 года .
  36. ^ Walborn, Nolan R .; Гамен, Роберто Ч .; Моррелл, Нидия I .; Barbá, Rodolfo H .; Фернандес Лахус, Эдуардо; Ангелони, Родольфо (2017). «Активные светящиеся синие переменные в большом Магеллановом облаке» . Астрономический журнал . 154 (1): 15. Bibcode : 2017AJ .... 154 ... 15W . DOI : 10.3847 / 1538-3881 / aa6195 .
  37. ^ a b c d e f g h Хамфрис, Роберта М .; Вайс, Керстин; Дэвидсон, Крис; Боманс, диджей; Бургграф, Биргитта (2014). «СВЕТИЛЬНЫЕ И ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ В M31 И M33. II. СВЕТИЛЬНЫЕ СИНИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ, КАНДИДАТНЫЕ LBV, ЛИНИИ ВЫБРОСА Fe II И ДРУГИЕ СУПЕРГИАНТЫ». Астрофизический журнал . 790 (1): 48. arXiv : 1407.2259 . Bibcode : 2014ApJ ... 790 ... 48H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 790/1/48 . S2CID 119177378 . 
  38. ^ а б Шолухова, О .; Бизяев, Д .; Fabrika, S .; Саркисян, А .; Маланушенко В .; Валеев, А. (2015). «Новые светящиеся синие переменные в галактике Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (3): 2459. arXiv : 1412.5319 . Bibcode : 2015MNRAS.447.2459S . DOI : 10.1093 / MNRAS / stu2597 . S2CID 118374186 . 
  39. ^ Хуанг, Y .; Zhang, H.-W .; Wang, C .; Chen, B.-Q .; Zhang, Y.-W .; Guo, J.-C .; Юань, Х.-Б .; Xiang, M.-S .; Tian, ​​Z.-J .; Li, G.-X .; Лю, X.-W. (2019). «Новая светящаяся синяя переменная на окраинах галактики Андромеды». Астрофизический журнал . 884 (1): L7. arXiv : 1909.04832 . Bibcode : 2019ApJ ... 884L ... 7H . DOI : 10,3847 / 2041-8213 / ab430b . S2CID 202558925 . 
  40. ^ Maryeva, Ольга (2014). «Полувековая история исследований звезды Романо». Балтийская астрономия . 23 (3-4): 248. arXiv : 1411.2662 . Bibcode : 2014BaltA..23..248M . DOI : 10,1515 / астро-2017-0187 . S2CID 118947657 . 
  41. ^ Polcaro, VF; Марьева, О .; Nesci, R .; Calabresi, M .; Chieffi, A .; Галлети, С .; Gualandi, R .; Haver, R .; Миллс, ОФ; Осборн, WH; Pasquali, A .; Росси, С .; Васильева, Т .; Виотти, РФ (2016). «GR 290 (Звезда Романо): 2. История света и эволюционное состояние». Астрономический журнал . 151 (6): 149. arXiv : 1603.07284 . Bibcode : 2016AJ .... 151..149P . DOI : 10.3847 / 0004-6256 / 151/6/149 . S2CID 118409541 . 
  42. ^ a b c Хамфрис, Роберта М .; Штангл, Сара; Гордон, Майкл С .; Дэвидсон, Крис; Грэммер, Скайлер Х. (2018). «Светящиеся и переменные звезды в NGC 2403 и M81». Астрономический журнал . 157 : 22. arXiv : 1811.06559 . DOI : 10.3847 / 1538-3881 / aaf1ac . S2CID 119379139 . 
  43. ^ Берк, Колин Дж .; и другие. (Май 2020 г.). "Любопытный случай PHL 293B: долгоживущий переходный процесс в бедной металлом синей компактной карликовой галактике". Письма в астрофизический журнал . 894 (1): L5. arXiv : 2002.12369 . Bibcode : 2020ApJ ... 894L ... 5В . DOI : 10,3847 / 2041-8213 / ab88de . S2CID 211572824 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • GCVS: Список переменных звезд SDOR