Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено с Красного сверхгиганта )
Перейти к навигации Перейти к поиску

Красные сверхгиганты ( RSG ) - это звезды со сверхгигантским классом светимости (класс Йеркса I ) спектрального класса K или M. [1] Они являются самыми большими звездами во Вселенной с точки зрения объема , хотя они не самые массивные или светящиеся . Бетельгейзе и Антарес - самые яркие и самые известные красные сверхгиганты (РСГ), действительно, единственные красные сверхгиганты первой величины .

Классификация [ править ]

Звезды классифицируются как сверхгиганты на основе их спектрального класса светимости . Эта система использует определенные диагностические спектральные линии для оценки силы тяжести звезды на поверхности , тем самым определяя ее размер относительно ее массы. Более крупные звезды более светятся при данной температуре и теперь могут быть сгруппированы в полосы разной светимости. [2]

Различия в светимости звезд наиболее заметны при низких температурах, когда звезды-гиганты намного ярче звезд главной последовательности. Сверхгиганты имеют самую низкую поверхностную гравитацию и, следовательно, являются самыми большими и яркими при определенной температуре.

Система классификации Йеркса или Моргана-Кинана (МК) [3] почти универсальна. Он группирует звезды в пять основных групп светимости, обозначенных римскими цифрами :

Специфический для сверхгигантов, класс светимости далее делится на нормальных сверхгигантов класса Ib и самых ярких сверхгигантов класса Ia. Также используется промежуточный класс Iab. Исключительно яркие звезды с низкой поверхностной гравитацией и сильными признаками потери массы могут быть обозначены классом светимости 0 (ноль), хотя это редко встречается. [4] Чаще будет использоваться обозначение Ia-0, [5] и еще чаще Ia + . [6] Эти гипергигантские спектральные классификации очень редко применяются к красным сверхгигантам, хотя термин красный гипергигант иногда используется для наиболее протяженных и нестабильных красных сверхгигантов, таких как VY Canis Majoris и NML Cygni .[7] [8]

«Красная» часть «красного сверхгиганта» относится к прохладной температуре. Красные сверхгиганты - это самые крутые сверхгиганты M-типа и, по крайней мере, некоторые звезды K-типа, хотя точного ограничения нет. Сверхгиганты K-типа необычны по сравнению с M-типом, потому что они являются кратковременной переходной стадией и несколько нестабильны. Звезды K-типа, особенно ранние или более горячие K-типы, иногда описываются как оранжевые сверхгиганты (например, Zeta Cephei ) или даже как желтые (например, желтый гипергигант HR 5171 Aa). [9]

Свойства [ править ]

Температурная шкала красных сверхгигантов [9]
Спектральный типТемпература
( K )
К1-1,54 100
К2-34 015
К5-М03 840
M03 790
M13745
M1.53710
M23 660
M2,53 615
M33 605
M3.53,550
М4-4,53,535
M53450

Красные сверхгиганты крутые и большие. Они имеют спектральные типы К и М, следовательно , температура поверхности ниже 4,100  K . [9] Обычно они в несколько сотен и более чем в тысячу раз больше радиуса Солнца , [9] хотя размер не является основным фактором, определяющим звезду как сверхгигант. Яркая холодная звезда-гигант может легко быть больше более горячего сверхгиганта. Например, альфа Геркулеса классифицируется как гигантская звезда с радиусом между 264 до 303  R ☉ в то время как Эпсилон Пегаса является К2 сверхгигантом только 185  R ☉ .

Хотя красные сверхгиганты намного холоднее , чем Солнце, они намного больше , чем они очень светлые, как правило , десятки или сотни тысяч  L ☉ . [9] Существует верхний предел радиуса красного сверхгиганта около 1500  R ☉ . [9] Звезды выше этого радиуса будут слишком нестабильными и просто не образуются.

Красные сверхгиганты имеют массы между около 10  М ☉ и 40  М ☉ . Звезды главной последовательности с массивом более 40  M ☉ не расширяются и не охлаждают, чтобы стать красными сверхгигантами. Красные сверхгиганты в верхней части диапазона возможных масс и светимости являются самыми крупными из известных. Их низкая поверхностная сила тяжести и высокая светимость вызывают огромную потерю массы, в миллионы раз превышающую массу Солнца, создавая наблюдаемые туманности, окружающие звезду. [10] К концу своей жизни красные сверхгиганты, возможно, потеряли значительную часть своей первоначальной массы. Более массивные сверхгиганты теряют массу намного быстрее, и все красные сверхгиганты, по-видимому, достигают аналогичной массы порядка 10  M ☉.к тому времени, когда их ядра рухнут. Точное значение зависит от исходного химического состава звезды и скорости ее вращения. [11]

Большинство красных сверхгигантов демонстрируют некоторую степень визуальной изменчивости , но лишь изредка с четко определенным периодом или амплитудой. Поэтому их обычно классифицируют как нерегулярные или полурегулярные переменные. У них даже есть свои собственные подклассы, SRC и LC для медленных полурегулярных и медленных нерегулярных сверхгигантов соответственно. Вариации обычно медленные и малой амплитуды, но известны амплитуды до четырех величин. [12]

Статистический анализ многих известных переменных красных сверхгигантов показывает ряд вероятных причин вариаций: всего несколько звезд демонстрируют большие амплитуды и сильный шум, указывающий на изменчивость на многих частотах, что, как считается, указывает на мощные звездные ветры , возникающие ближе к концу жизни красного человека. сверхгигант; более распространены одновременные изменения радиальной моды в течение нескольких сотен дней и, вероятно, нерадиальные изменения моды в течение нескольких тысяч дней; только несколько звезд кажутся действительно неправильными с небольшими амплитудами, вероятно, из-за грануляции фотосферы. Фотосферы красных сверхгигантов содержат относительно небольшое количество очень больших конвективных ячеек по сравнению со звездами, подобными Солнцу . Это вызывает колебания яркости поверхности, которые могут привести к видимым колебаниям яркостикак вращается звезда. [13]

Спектры красных сверхгигантов похожи на спектры других холодных звезд, в которых преобладает лес линий поглощения металлов и молекулярных полос. Некоторые из этих функций используются для определения класса яркости, например, некоторые интенсивности полос цианогена в ближней инфракрасной области и триплет Ca II . [14]

Мазерное излучение - обычное явление из околозвездного вещества вокруг красных сверхгигантов. Чаще всего это происходит из-за H 2 O и SiO, но испускание гидроксила (OH) также происходит из узких областей. [15] В дополнение к картированию околозвездного вещества вокруг красных сверхгигантов с высоким разрешением, [16] VLBI- или VLBA- наблюдения мазеров могут использоваться для получения точных параллаксов и расстояний до их источников. [17] В настоящее время это применяется в основном к отдельным объектам, но может оказаться полезным для анализа структуры галактики и обнаружения иначе скрытых красных звезд-сверхгигантов. [18]

В поверхностном содержании красных сверхгигантов преобладает водород, хотя водород в ядре полностью израсходован. На последних стадиях потери массы, до того, как звезда взорвется, поверхностный гелий может обогатиться до уровней, сопоставимых с водородом. В теоретических моделях экстремальной потери массы может быть потеряно достаточно водорода, так что гелий станет самым распространенным элементом на поверхности. Когда звезды до красных сверхгигантов покидают главную последовательность, кислорода больше, чем углерода на поверхности, а азота меньше, чем любой другой, что отражает его изобилие от образования звезды. Углерод и кислород быстро истощаются, а азот увеличивается в результате извлечения материала, обработанного CNO, из слоев сплавления. [19]

Наблюдается медленное или очень медленное вращение красных сверхгигантов. Модели показывают, что даже быстро вращающиеся звезды главной последовательности должны тормозиться из-за потери массы, так что красные сверхгиганты почти не вращаются. Те красные сверхгиганты, как Бетельгейзе, которые имеют умеренную скорость вращения, возможно, приобрели его после достижения стадии красного сверхгиганта, возможно, в результате бинарного взаимодействия. Ядра красных сверхгигантов все еще вращаются, и дифференциальная скорость вращения может быть очень большой. [20]

Определение [ править ]

Бетельгейзе пульсирует и показывает изменения профиля спектральной линии (изображения HST UV)

Классы светимости сверхгигантов легко определить и применить к большому количеству звезд, но они группируют множество очень разных типов звезд в одну категорию. Эволюционное определение ограничивает термин сверхгигант теми массивными звездами, которые начинают синтез гелия в ядре, не развивая вырожденное гелиевое ядро ​​и не подвергаясь гелиевой вспышке. Они повсеместно будут сжигать более тяжелые элементы и претерпевать коллапс ядра, что приведет к возникновению сверхновой . [21]

Менее массивные звезды могут развить сверхгигантский спектральный класс светимости при относительно низкой светимости, около 1000  L ☉ , когда они находятся на асимптотической ветви гигантов (AGB), подвергающейся горению гелиевой оболочки. В настоящее время исследователи предпочитают классифицировать их как звезды AGB, отличные от сверхгигантов, поскольку они менее массивны, имеют разный химический состав на поверхности, претерпевают различные типы пульсации и изменчивости и будут развиваться по-другому, обычно образуя планетарную туманность и белый карлик. . [22] Большинство звезд AGB не станут сверхновыми, хотя есть интерес к классу звезд супер-AGB., те, которые почти достаточно массивны, чтобы подвергнуться полному слиянию углерода, что может привести к возникновению необычных сверхновых, хотя и без образования железного ядра. [23] Одной из примечательных групп звезд с низкой массой и высокой светимостью являются переменные RV Tauri , звезды AGB или post-AGB, лежащие на полосе нестабильности и демонстрирующие характерные полурегулярные изменения.

Эволюция [ править ]

Красный сверхгигант заканчивает свою жизнь как сверхновая типа II (внизу слева) в спиральном рукаве M74 [24]

Красные сверхгиганты развиваются из главной последовательности звезд с массами от примерно 8  М ☉ и 30  M ☉ . Звезды с более высокой массой никогда не остывают настолько, чтобы стать красными сверхгигантами. Звезды с меньшей массой развивают вырожденное гелиевое ядро ​​во время фазы красных гигантов, претерпевают гелиевую вспышку перед слиянием гелия на горизонтальной ветви , развиваются вдоль AGB, сжигая гелий в оболочке вокруг вырожденного углеродно-кислородного ядра, а затем быстро теряют внешний вид. слоев, чтобы стать белым карликом с планетарной туманностью. [11] Звезды AGB могут развить спектры сверхгигантского класса светимости, поскольку они расширяются до экстремальных размеров по сравнению с их небольшой массой, и они могут достигать светимости, в десятки тысяч раз превышающей солнечную. Промежуточный продукт «супер-АГБ» звезды, около 9  М ☉ , может пройти углерод слияние и может производить захват электрона сверхновую через обрушение кислорода - неоновое ядро. [23]

Звезды главной последовательности, сжигающие водород в своих ядрах, с массой от 10 до 30  M ☉, будут иметь температуру примерно от 25 000 K до 32 000 K и спектральные классы раннего B, возможно, очень позднего O. Они уже являются очень яркими звездами 10 000- 100000  л ☉ из - за быстрого цикла CNO плавления водорода , и они имеют полностью конвективные ядра. В отличие от Солнца, внешние слои этих горячих звезд главной последовательности не являются конвективными. [11]

Эти до красных сверхгигантов звезды главной последовательности истощают водород в своих ядрах через 5-20 миллионов лет. Затем они начинают сжигать водородную оболочку вокруг ядра, которое теперь преимущественно гелиевое, и это заставляет их расширяться и охлаждаться в сверхгигантов. Их светимость увеличивается примерно в три раза. Поверхностное содержание гелия сейчас составляет до 40%, но более тяжелые элементы обогащены незначительно. [11]

Сверхгиганты продолжают остывать, и большинство из них быстро пройдут через полосу нестабильности цефеид , хотя самые массивные проведут короткое время как желтые гипергиганты . Они достигнут позднего класса K или M и станут красными сверхгигантами. Синтез гелия в ядре начинается плавно, либо когда звезда расширяется, либо когда она уже становится красным сверхгигантом, но это не вызывает немедленных изменений на поверхности. Красные сверхгиганты развивают зоны глубокой конвекции, простирающиеся от поверхности на полпути к ядру, и они вызывают сильное обогащение азотом на поверхности с некоторым обогащением более тяжелыми элементами. [25]

Некоторые красные сверхгиганты проходят через синие петли, где они временно повышаются до температуры, прежде чем вернуться в состояние красного сверхгиганта. Это зависит от массы, скорости вращения и химического состава звезды. Хотя у многих красных сверхгигантов не будет синей петли, у некоторых может быть несколько. На пике синей петли температура может достигать 10 000К. Точные причины появления синих петель различаются у разных звезд, но они всегда связаны с гелиевым ядром, увеличивающимся пропорционально массе звезды и вызывающим более высокие темпы потери массы из внешних слоев. [20]

Все красные сверхгиганты исчерпают гелий в своих ядрах в течение одного или двух миллионов лет, а затем начнут сжигать углерод. Это продолжается слиянием более тяжелых элементов до тех пор, пока не образуется железное ядро, которое затем неизбежно схлопывается, образуя сверхновую. Время от начала синтеза углерода до коллапса ядра составляет не более нескольких тысяч лет. В большинстве случаев коллапс ядра происходит, когда звезда все еще является красным сверхгигантом, большая оставшаяся богатая водородом атмосфера выбрасывается, и это дает спектр сверхновой II типа . Непрозрачности этого выбитого водорода уменьшается по мере охлаждения и это приводит к расширенной задержки к падению яркости после начального пика сверхновой, характеристике типа II-P сверхновой. [11] [25]

Ожидается, что самые светящиеся красные сверхгиганты с металличностью , близкой к солнечной , потеряют большую часть своих внешних слоев до того, как их ядра схлопнутся, поэтому они снова эволюционируют в желтые гипергиганты и светящиеся синие переменные. Такие звезды могут взорваться как сверхновые типа II-L, все еще с водородом в их спектрах, но не с достаточным количеством водорода, чтобы вызвать расширенное плато яркости на их кривых блеска. Звезды с еще меньшим количеством оставшегося водорода могут образовывать необычную сверхновую типа IIb, в которой остается так мало водорода, что линии водорода в исходном спектре типа II исчезают, превращаясь в сверхновую типа Ib. [26]

Наблюдаемые клетки - предшественники типа II-P сверхновых все имеют температуру между 3,500K и 4,400K и яркостей между 10000  L ☉ и 300000  L ☉ . Это соответствует ожидаемым параметрам красных сверхгигантов меньшей массы. Небольшое количество клеток - предшественников типа II-L и типа IIb сверхновых были обнаружены, все имеющие светимость около 100000  L ☉ и несколько более высокие температуры вплоть до 6,000K. Они хорошо подходят для красных сверхгигантов немного большей массы с высокими темпами потери массы. Нет никаких известных предков сверхновых, соответствующих самым ярким красным сверхгигантам, и ожидается, что они эволюционируют в звезды Вольфа Райе перед взрывом. [20]

Кластеры [ править ]

RSGC1 , первое из нескольких массивных скоплений, содержащих несколько красных сверхгигантов.

Красные сверхгиганты обязательно имеют возраст не более 25 миллионов лет, и ожидается, что такие массивные звезды будут формироваться только в относительно больших скоплениях звезд , поэтому ожидается, что они будут обнаруживаться в основном рядом с видными скоплениями. Однако они довольно недолговечны по сравнению с другими фазами жизни звезды и образуются только из относительно необычных массивных звезд, поэтому, как правило, в каждом скоплении одновременно может быть только небольшое количество красных сверхгигантов. Массивное скопление Ходжа 301 в туманности Тарантул состоит из трех. [27] До 21 века наибольшее количество красных сверхгигантов, известных в одном скоплении, составляло пять в NGC 7419 . [28] Большинство красных сверхгигантов встречаются поодиночке, например Бетельгейзе в Ассоциации Ориона OB1 и Антарес в Ассоциации Скорпион-Центавр .

С 2006 года ряд массивных скоплений был идентифицирован у основания рукава Крукс-Щит галактики, каждое из которых содержит несколько красных сверхгигантов. RSGC1 содержит по крайней мере 12 красных сверхгигантов, RSGC2 (также известный как Stephenson 2 ) содержит по крайней мере 26 ( Stephenson 2-18 , одна из звезд, возможно, самая большая из известных звезд ), RSGC3 содержит по крайней мере 8 и RSGC4 (также известный как Аликанте 8) также содержит по крайней мере 8. В общей сложности 80 подтвержденных красных сверхгигантов были идентифицированы в пределах небольшой области неба в направлении этих скоплений. Эти четыре скопления, кажется, являются частью массивной вспышки звездообразования 10-20 миллионов лет назад на ближнем конце полосы в центре галактики. [29] Подобные массивные скопления были обнаружены около дальнего конца галактического бара, но не такое большое количество красных сверхгигантов. [30]

Примеры [ править ]

Регион Ориона показывает красный сверхгигант Бетельгейзе

Красные сверхгиганты - редкие звезды, но они видны с большого расстояния и часто изменчивы, поэтому есть ряд хорошо известных примеров невооруженным глазом:

  • Psi1 Возничий
  • CE Tauri
  • Антарес
  • Эпсилон Пегасы
  • Бетельгейзе
  • Лямбда-велюр
  • Му Цефеи

Другие примеры стали известны из - за их огромных размеров, более 1000  R ☉ :

  • Стивенсон 2–18
  • VY Canis Majoris
  • UY Scuti
  • WOH G64
  • Вестерлунд 1-26
  • S Persei
  • NML Cygni

Обзор, который должен был охватить практически все красные сверхгиганты Магелланова Облака [31], обнаружил около дюжины звезд класса M M v −7 и более ярких, примерно в четверть миллиона раз ярче Солнца и примерно в 1000 раз превышающих радиус Солнца. Солнце вверх.

Ссылки [ править ]

  1. ^ Хенни JGLM Ламерс; Джозеф П. Кассинелли (17 июня 1999 г.). Введение в Stellar Winds . Издательство Кембриджского университета. С. 53–. ISBN 978-0-521-59565-0. Проверено 31 августа 2012 года .
  2. Перейти ↑ Geisler, D. (1984). «Классификация светимости по Вашингтонской системе» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 96 : 723. Bibcode : 1984PASP ... 96..723G . DOI : 10.1086 / 131411 .
  3. ^ Морган, WW; Кинан, PC (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 : 29–50. Bibcode : 1973ARA & A..11 ... 29M . DOI : 10.1146 / annurev.aa.11.090173.000333 .
  4. ^ Перси, младший; Жолдос, Э. (1992). «Фотометрия желтых полурегулярных переменных - HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)». Астрономия и астрофизика . 263 : 123. Bibcode : 1992A & A ... 263..123P .
  5. ^ Ахмад, L .; Ламерс, HJGLM; Nieuwenhuijzen, H .; Ван Гендерен, AM (1992). «Фотометрическое исследование гипергиганта G0-4 Ia (+) HD 96918 (V382 Carinae)». Астрономия и астрофизика . 259 : 600. Bibcode : 1992A & A ... 259..600A .
  6. ^ Де Ягер, Корнелис (1998). «Желтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Bibcode : 1998A & ARv ... 8..145D . DOI : 10.1007 / s001590050009 .
  7. ^ Чжан, Б .; Рид, MJ; Menten, KM; Чжэн, XW (2012). «РАССТОЯНИЕ И КИНЕМАТИКА КРАСНОГО ГИПЕРГИАНТА VY CMa: ОЧЕНЬ ДЛИННЫЙ БАЗОВЫЙ МАССИВ И ОЧЕНЬ БОЛЬШОЙ МАССИВ АСТРОМЕТРИИ» . Астрофизический журнал . 744 (1): 23. Bibcode : 2012ApJ ... 744 ... 23Z . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 744/1/23 .
  8. ^ Чжан, Б .; Рид, MJ; Menten, KM; Чжэн, XW; Брунталер, А. (2012). «Расстояние и размер красного гипергиганта NML Cygni по данным астрометрии VLBA и VLA». Астрономия и астрофизика . 544 : A42. arXiv : 1207.1850 . Bibcode : 2012A & A ... 544A..42Z . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219587 . S2CID 55509287 . 
  9. ^ a b c d e f Левеск, Эмили М .; Мэсси, Филипп; Olsen, KAG; Плез, Бертран; Джосселин, Эрик; Мэдер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Шкала эффективных температур галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph / 0504337 . Bibcode : 2005ApJ ... 628..973L . DOI : 10.1086 / 430901 . S2CID 15109583 . 
  10. ^ Смит, Натан; Хамфрис, Роберта М .; Дэвидсон, Крис; Герц, Роберт Д .; Schuster, MT; Крауттер, Иоахим (2001). "Асимметричная туманность, окружающая экстремальный красный сверхгигант Vy Canis Majoris" . Астрономический журнал . 121 (2): 1111–1125. Bibcode : 2001AJ .... 121.1111S . DOI : 10.1086 / 318748 .
  11. ^ a b c d e Ekström, S .; Георгий, Ц .; Eggenberger, P .; Meynet, G .; Mowlavi, N .; Wyttenbach, A .; Гранада, А .; Декрессин, Т .; Hirschi, R .; Frischknecht, U .; Charbonnel, C .; Мэдер, А. (2012). «Сетки звездных моделей с вращением. I. Модели от 0,8 до 120 M⊙ при металличности Солнца (Z = 0,014)». Астрономия и астрофизика . 537 : A146. arXiv : 1110,5049 . Bibcode : 2012A & A ... 537A.146E . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117751 . S2CID 85458919 . 
  12. ^ Поцелуй, LL; Сабо, GM; Постельные принадлежности, TR (2006). «Переменность красных звезд-сверхгигантов: пульсации, длинные вторичные периоды и конвективный шум». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 372 (4): 1721–1734. arXiv : astro-ph / 0608438 . Bibcode : 2006MNRAS.372.1721K . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10973.x . S2CID 5203133 . 
  13. ^ Шварцшильд, Мартин (1975). «В масштабе фотосферной конвекции у красных гигантов и сверхгигантов». Астрофизический журнал . 195 : 137–144. Bibcode : 1975ApJ ... 195..137S . DOI : 10.1086 / 153313 .
  14. ^ Уайт, Нью-Мексико; Крыло, РФ (1978). «Фотоэлектрическая двумерная спектральная классификация M сверхгигантов». Астрофизический журнал . 222 : 209. Bibcode : 1978ApJ ... 222..209W . DOI : 10.1086 / 156136 .
  15. ^ Фок, Томас KT; Накашима, Дзюн-Ичи; Юнг, Bosco HK; Ся, Чжи-Хао; Дегучи, Сюдзи (2012). «Мазерные наблюдения Вестерлунда 1 и всестороннее рассмотрение мазерных свойств красных сверхгигантов, связанных с массивными скоплениями». Астрофизический журнал . 760 (1): 65. arXiv : 1209.6427 . Bibcode : 2012ApJ ... 760 ... 65F . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 760/1/65 . S2CID 53393926 . 
  16. ^ Ричардс, AMS; Йейтс, JA; Коэн, Р.Дж. (1999). «Мазерное картирование мелкомасштабной структуры околозвездной оболочки S Персея» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 306 (4): 954–974. Bibcode : 1999MNRAS.306..954R . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1999.02606.x .
  17. ^ Кусуно, К .; Asaki, Y .; Imai, H .; Ояма, Т. (2013). "Измерение расстояния и правильного движения красного сверхгиганта Pz Cas в интерферометрии H2O-мазера с очень длинной базой". Астрофизический журнал . 774 (2): 107. arXiv : 1308.3580 . Bibcode : 2013ApJ ... 774..107K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 774/2/107 . S2CID 118867155 . 
  18. ^ Verheyen, L .; Messineo, M .; Ментен, К.М. (2012). «Мазерное излучение SiO от красных сверхгигантов по всей Галактике. I. Мишени в массивных звездных скоплениях». Астрономия и астрофизика . 541 : A36. arXiv : 1203,4727 . Bibcode : 2012A & A ... 541A..36V . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201118265 . S2CID 55630819 . 
  19. Перейти ↑ Georgy, C. (2012). «Желтые сверхгиганты как предки сверхновых: указание на сильную потерю массы для красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика . 538 : L8. arXiv : 1111.7003 . Бибкод : 2012A & A ... 538L ... 8G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201118372 . S2CID 55001976 . 
  20. ^ a b c Meynet, G .; Chomienne, V .; Ekström, S .; Георгий, Ц .; Гранада, А .; Groh, J .; Maeder, A .; Eggenberger, P .; Levesque, E .; Мэсси, П. (2015). «Влияние потери массы на эволюцию и свойства красных сверхновых до появления сверхновой». Астрономия и астрофизика . 575 : A60. arXiv : 1410,8721 . Bibcode : 2015A&A ... 575A..60M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201424671 . S2CID 38736311 . 
  21. ^ Van Loon, J. Th .; Cioni, M.-RL; Zijlstra, AA; Лу, К. (2005). «Эмпирическая формула для скорости потери массы покрытых пылью красных сверхгигантов и богатых кислородом звезд Асимптотической ветви гигантов». Астрономия и астрофизика . 438 (1): 273–289. arXiv : astro-ph / 0504379 . Бибкод : 2005A & A ... 438..273V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20042555 . S2CID 16724272 . 
  22. ^ Groenewegen, MAT; Sloan, GC; Soszyński, I .; Петерсен, EA (2009). «Светимости и темпы потери массы звезд SMC и LMC AGB и красных сверхгигантов». Астрономия и астрофизика . 506 (3): 1277–1296. arXiv : 0908.3087 . Bibcode : 2009A&A ... 506.1277G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912678 . S2CID 14560155 . 
  23. ^ a b Poelarends, AJT; Herwig, F .; Langer, N .; Хегер, А. (2008). "Канал сверхновых звезд Super-AGB". Астрофизический журнал . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Bibcode : 2008ApJ ... 675..614P . DOI : 10.1086 / 520872 . S2CID 18334243 . 
  24. ^ Фрейзер, М .; Маунд, младший; Smartt, SJ; Kotak, R .; Лоуренс, А .; Брюс, А .; Valenti, S .; Yuan, F .; Benetti, S .; Chen, T.-W .; Гал-Ям, А .; Inserra, C .; Янг, Д.Р. (2013). «О прародителе Type IIP SN 2013ej в M74». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 439 : L56 – L60. arXiv : 1309,4268 . Bibcode : 2014MNRAS.439L..56F . DOI : 10.1093 / mnrasl / slt179 . S2CID 53415703 . 
  25. ^ a b Heger, A .; Langer, N .; Вусли, SE (2000). "Пресуперновая эволюция вращающихся массивных звезд. I. Численный метод и эволюция внутренней структуры звезды". Астрофизический журнал . 528 (1): 368–396. arXiv : astro-ph / 9904132 . Bibcode : 2000ApJ ... 528..368H . DOI : 10.1086 / 308158 . S2CID 3369610 . 
  26. ^ Woosley, SE; Heger, A .; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд» . Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002RvMP ... 74.1015W . DOI : 10.1103 / RevModPhys.74.1015 . S2CID 55932331 . 
  27. ^ Slesnick, Кэтрин L .; Hillenbrand, Lynne A .; Мэсси, Филипп (2002). "История звездообразования и функция масс двойного скопления h и χ Персея". Астрофизический журнал . 576 (2): 880–893. arXiv : astro-ph / 0205130 . Bibcode : 2002ApJ ... 576..880S . DOI : 10.1086 / 341865 . S2CID 11463246 . 
  28. ^ Карон, Женевива; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Сент-Луис, Николь; Уэйд, Грегг А .; Лестер, Джон Б. (2003). «Отсутствие голубых сверхгигантов в NGC 7419, богатом красными сверхгигантами галактическом открытом скоплении с быстро вращающимися звездами» . Астрономический журнал . 126 (3): 1415–1422. Bibcode : 2003AJ .... 126.1415C . DOI : 10.1086 / 377314 .
  29. ^ Negueruela, I .; Марко, А .; González-Fernández, C .; Хименес-Эстебан, Ф .; Кларк, JS; Гарсия, М .; Солано, Э. (2012). «Красные сверхгиганты вокруг скрытого рассеянного скопления Stephenson 2». Астрономия и астрофизика . 547 : А15. arXiv : 1208,3282 . Bibcode : 2012A&A ... 547A..15N . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219540 . S2CID 53662263 . 
  30. ^ Дэвис, Бен; де ла Фуэнте, Диего; Наджарро, Франсиско; Хинтон, Джим А .; Тромбли, Кристина; Фигер, Дональд Ф .; Пуга, Елена (2012). «Недавно обнаруженное молодое массивное звездное скопление в дальнем конце Галактического бара». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 419 (3): 1860–1870. arXiv : 1111.2630 . Bibcode : 2012MNRAS.419.1860D . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.19840.x . S2CID 59405479 . 
  31. ^ Левеск, EM; Massey, P .; Olsen, KAG; Plez, B .; Meynet, G .; Мэдер, А. (2006). "Эффективные температуры и физические свойства красных сверхгигантов Магеллановых облаков: эффекты металличности". Астрофизический журнал . 645 (2): 1102–1117. arXiv : astro-ph / 0603596 . Bibcode : 2006ApJ ... 645.1102L . DOI : 10.1086 / 504417 . S2CID 5150686 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • Красные звезды-сверхгиганты