Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Типы внутренних переменных на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, показывающей Желтые гипергиганты над полосой нестабильности цефеид (т. Е. Более яркими, чем)

Желтого гипергигант ( YHG ) представляет собой массивный звезда с расширенной атмосферой , в спектральном классе от А до К, и, начиная с начальной массой около 20-60 масс Солнца , потерял столько , сколько половина этой массы. Они являются одними из самых ярких звезд с абсолютной величиной (M V ) около -9, но также являются одними из самых редких: в Млечном Пути известно всего 15 звезд, а шесть из них находятся в одном скоплении . Иногда их называют холодными гипергигантами по сравнению со звездами O- и B-типов, а иногда - теплыми гипергигантами по сравнению с красными.сверхгиганты .

Классификация [ править ]

Термин «гипергигант» использовался еще в 1929 году, но не для звезд, ныне известных как гипергиганты. [1] Гипергиганты определяются по их классу светимости «0» и имеют более высокую светимость, чем самые яркие сверхгиганты класса Ia, [2] хотя они не назывались гипергигантами до конца 1970-х годов. [3] Другой критерий гипергигантов был также предложен в 1979 году для некоторых других очень ярких, теряющих массу горячих звезд [4], но не применялся к более холодным звездам. В 1991 году Rho Cassiopeiae был первым, кто был описан как желтый гипергигант [5], который, вероятно, был сгруппирован как новый класс светящихся звезд во время обсуждений вФизика Солнца и астрофизика на семинаре по интерферометрическому разрешению в 1992 г. [6]

Определения термина гипергигант остаются расплывчатыми, и хотя класс светимости 0 предназначен для гипергигантов, они чаще обозначаются альтернативными классами светимости Ia-0 и Ia + . [7] Их великая звездная светимость определяется по различным спектральным характеристикам, чувствительным к поверхностной гравитации, таким как ширина линии Hβ у горячих звезд или сильный бальмеровский разрыв в более холодных звездах. Более низкая поверхностная сила тяжести часто указывает на более крупные звезды и, следовательно, более высокую светимость. [8] В более холодных звездах сила наблюдаемых кислородных линий, таких как OI на 777,4 нм, может использоваться для прямой калибровки по светимости звезды. [9]

Одним из астрофизических методов, используемых для окончательной идентификации желтых гипергигантов, является так называемый критерий Кинана-Смолинского . Здесь все линии поглощения должны быть сильно уширены, сверх тех, которые ожидаются от ярких звезд- сверхгигантов , а также должны иметь убедительные доказательства значительной потери массы. Кроме того, также должен присутствовать по крайней мере один расширенный компонент Hα . Они также могут отображать очень сложные профили Hα, обычно с сильными линиями излучения в сочетании с линиями поглощения. [10]

Терминология желтых гипергигантов еще более усложняется тем, что их называют холодными или теплыми гипергигантами, в зависимости от контекста. Холодные гипергиганты относятся ко всем достаточно ярким и нестабильным звездам, более холодным, чем голубые гипергиганты и LBV , включая как желтые, так и красные гипергиганты. [11] Термин теплые гипергиганты использовался для очень ярких звезд класса A и F в M31 и M33, которые не являются LBV, [12], а также для желтых гипергигантов в более общем смысле. [13]

Характеристики [ править ]

Визуальная кривая блеска ρ Cassiopeiae с 1933 по 2015 г.

Желтые гипергиганты занимают область диаграммы Герцшпрунга – Рассела над полосой нестабильности , область, где встречается относительно немного звезд и где эти звезды обычно нестабильны. Спектральный и температурный диапазоны составляют примерно A0-K2 и 4000–8000K соответственно. Со стороны высоких температур область ограничена Желтой эволюционной пустотой, где звезды этой яркости становятся крайне нестабильными и испытывают серьезную потерю массы. «Желтая эволюционная пустота» отделяет желтые гипергиганты от светящихся синих переменных.хотя желтые гипергиганты в их самых горячих и светящиеся синие переменные в самых холодных могут иметь примерно одинаковую температуру около 8000 К. На нижней границе температуры желтые гипергиганты и красные сверхгиганты четко не разделены; RW Цефея (примерно 4000 К, 295000  л ☉ ) является примером звезды , которая разделяет характеристики обоих желтых гипергигантов и красных сверхгигантов. [14] [15]

Желтые гипергигантов имеют довольно узкий диапазон яркостей выше 200000  л ☉ (например , V382 Киля на 212,000  L ☉ ) и ниже предела Humphrey-Davidson на около 600000  L ☉ . С их максимальной яркостью в середине видимого диапазона, это самые яркие звезды, известные с абсолютной звездной величиной около -9 или -9,5. [5]

Они большие и несколько нестабильные, с очень низкой поверхностной плотностью. Если желтые сверхгиганты имеют поверхностную гравитацию (log g) ниже примерно 2, то желтые гипергиганты имеют log g около нуля. Кроме того, они нерегулярно пульсируют, вызывая небольшие колебания температуры и яркости. Это приводит к очень высоким темпам потери массы, а туманности - обычное явление для звезд. [16] Иногда более крупные вспышки могут временно скрыть звезды. [17]

Желтые гипергиганты образуются из массивных звезд после того, как они отошли от главной последовательности. Большинство наблюдаемых желтых гипергигантов прошли через фазу красных сверхгигантов и снова эволюционируют в сторону более высоких температур, но некоторые из них видны в кратком первом переходе от главной последовательности к красному сверхгиганту. Сверхгиганты с начальной массой менее 20  М ☉ взорвутся как сверхновые в тот же время красных сверхгигантов, в то время как звезды более массивные , чем около 60  М ☉ никогда не будут охлаждаться за голубые сверхгиганты температур. Точные диапазоны масс зависят от металличности и вращения. [18] Желтые сверхгиганты, остывающиеся впервые, могут быть массивными звездами до 60  M ☉ или более,[15] но звезды пост-красных сверхгигантов потеряют около половины своей начальной массы. [19]

Химически большинство желтых гипергигантов показывают сильное увеличение поверхности азота, а также натрия и некоторых других тяжелых элементов . Углерод и кислород истощаются, а гелий повышается, как и ожидалось для звезды после главной последовательности.

Эволюция [ править ]

Желтые гипергиганты явно вышли из основной последовательности и, таким образом, истощили водород в своих ядрах. Постулируется, что большинство желтых гипергигантов - это пост- красные сверхгиганты, эволюционирующие в сторону голубого неба [14], в то время как более стабильные и менее светящиеся желтые сверхгиганты, вероятно, впервые будут эволюционировать в красные сверхгиганты. Существуют сильные химические и поверхностные доказательства того, что самый яркий из желтых сверхгигантов, HD 33579 , в настоящее время расширяется из синего сверхгиганта в красный сверхгигант. [15]

Эти звезды вдвойне редки, потому что они очень массивные, изначально горячие звезды главной последовательности класса O, более чем в 15 раз массивнее Солнца, а также потому, что они проводят всего несколько тысяч лет в фазе нестабильной желтой пустоты своей жизни. . Фактически, трудно объяснить даже небольшое количество наблюдаемых желтых гипергигантов по сравнению с красными сверхгигантами сопоставимой светимости с помощью простых моделей звездной эволюции. Самые светящиеся красные сверхгиганты могут выполнять несколько «синих петель», сбрасывая большую часть своей атмосферы, но фактически никогда не достигая стадии синего сверхгиганта, причем каждый из них занимает самое большее несколько десятилетий. И наоборот, некоторые кажущиеся желтые гипергиганты могут быть более горячими звездами, например, «отсутствующие» LBV, замаскированные в холодной псевдофотосфере. [14]

Недавние открытия голубых сверхгигантов-предшественников сверхновых также подняли вопрос о том, могут ли звезды взорваться прямо со стадии желтого гипергиганта. [20] Было обнаружено несколько возможных предшественников желтых сверхгигантов сверхновых, но все они, по-видимому, имеют относительно низкую массу и светимость, а не гипергиганты. [21] [22] SN 2013cu - это сверхновая типа IIb, предшественник которой был непосредственно и четко изучен. Это была эволюционировавшая звезда около 8000 К, демонстрирующая резкую потерю массы материала, обогащенного гелием и азотом. Хотя светимость неизвестна, только желтый гипергигант или светящаяся синяя переменная во вспышке будет обладать этими свойствами. [23]

Современные модели предполагают, что звезды с определенным диапазоном масс и скоростей вращения могут взорваться как сверхновые, никогда больше не становясь голубыми сверхгигантами, но многие из них в конечном итоге пройдут прямо через желтую пустоту и станут светящимися синими переменными малой массы с низкой светимостью и, возможно, Wolf– После этого Райе снимается . [24] В частности, более массивные звезды и звезды с более высокой скоростью потери массы из-за вращения или высокой металличности будут эволюционировать после стадии желтого гипергиганта до более высоких температур, прежде чем достигнут коллапса ядра. [25]

Структура [ править ]

IRAS 17163-3907 - желтый гипергигант, на котором четко виден изгнанный материал, который, вероятно, окружает всех желтых гипергигантов.

Согласно современным физическим моделям звезд, желтый гипергигант должен обладать конвективным ядром, окруженным радиационной зоной, в отличие от звезды размером с Солнце, которая состоит из радиационного ядра, окруженного конвективной зоной . [26] Из-за своей чрезвычайной яркости и внутренней структуры [27] желтые гипергиганты страдают высокой скоростью потери массы [28] и обычно окружены оболочками из выброшенного материала. Примером туманностей, которые могут возникнуть в результате, является IRAS 17163-3907 , известный как жареное яйцо, который изгнал несколько солнечных масс всего за несколько сотен лет. [29]

Желтый гипергигант - ожидаемая фаза эволюции, поскольку самые яркие красные сверхгиганты развиваются в сторону голубых сторон, но они также могут представлять собой звезды другого типа. У LBV во время извержения дуют такие плотные ветры, что они образуют псевдофотосферу, которая выглядит как более холодная звезда, несмотря на то, что лежащий под ней синий сверхгигант практически не изменился. У них очень узкий диапазон температур около 8000 К. При скачке бистабильности, который происходит около 21000К, синие сверхгигантские ветры становятся в несколько раз плотнее и могут привести к еще более холодной псевдофотосфере. Непосредственно ниже светимости, где скачок бистабильности пересекает полосу нестабильности S Doradus (не путать с полосой нестабильности цефеид, LBV не наблюдается)), но предполагается, что они существуют и выглядят как желтые гипергиганты из-за своих псевдофотосфер. [30]

Известные желтые гипергиганты [ править ]

Желтый гипергигант HR 5171 A, виден как ярко-желтая звезда в центре изображения.
Воспроизвести медиа
Изображение художника двойной системы, содержащей желтый гипергигант HR 5171 A
  • Ро Кассиопеи
  • V509 Кассиопеи
  • Р. Пуппис [31]
  • IRC + 10420 (V1302 Aql)
  • IRAS 18357-0604 [32]
  • V766 Центавра (= HR 5171A) (возможно, красный сверхгигант [33] )
  • HD 179821
  • IRAS 17163-3907
  • V382 Кили
  • RSGC1-F15 [34]

В Вестерлунде 1 : [35]

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

В других галактиках:

  • HD 7583 (R45 в SMC) [10]
  • HD 33579 (в LMC)
  • HD 269723 (R117 в LMC) [10]
  • HD 269953 (R150 в LMC) [10]
  • HD 268757 (R59 в LMC) [10]
  • Переменная A (в M33 ) [36]
  • B324 (в M33 ) [36]
  • LGGS J013250.70 + 304510.6 [37]
  • Секстаны A 7 [38]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Wallenquist, Аа (1929). «Попытка определить средние массы звезд в шаровом скоплении M 3». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 5 : 67. Bibcode : 1929BAN ..... 5 ... 67W .
  2. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с изложением спектральной классификации». Чикаго . Bibcode : 1943assw.book ..... M .
  3. ^ Де Ягер, Корнелис (1980). «Основные наблюдательные характеристики наиболее ярких звезд». Самые яркие звезды . С. 18–56. DOI : 10.1007 / 978-94-009-9030-2_2 . ISBN 978-90-277-1110-6.
  4. ^ Льоренте де Андрес, Ф .; Ламерс, HJGLM; Мюллер, EA (1979). "Блокирование линий в ближнем ультрафиолетовом спектре звезд ранних типов - Часть вторая - Зависимость от спектрального типа и светимости нормальных звезд". Дополнение по астрономии и астрофизике . 38 : 367. Bibcode : 1979A & AS ... 38..367L .
  5. ^ a b Zsoldos, E .; Перси, младший (1991). «Фотометрия желтых полурегулярных переменных - Rho Cassiopeiae». Астрономия и астрофизика . 246 : 441. Bibcode : 1991A & A ... 246..441Z . ISSN 0004-6361 . 
  6. ^ Де Ягер, Корнелис; Nieuwenhuijzen, Ханс (1992). «Желтая гипергигантская интерферометрия: ключ к пониманию эволюционной нестабильности». В ЕКА . 344 : 109. Bibcode : 1992ESASP.344..109D .
  7. ^ Achmad, 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 . ISSN 0004-6361 . 
  8. ^ Napiwotzki, R .; Schoenberner, D .; Венске, В. (1993). «Об определении эффективной температуры и поверхностной силы тяжести звезд B, A и F с помощью бета-фотометрии Stromgren UVBY». Астрономия и астрофизика . 268 : 653. Bibcode : 1993A & A ... 268..653N . ISSN 0004-6361 . 
  9. ^ Ареллано Ферро, А .; Giridhar, S .; Рохо Арельяно, Э. (2003). «Пересмотренная калибровка взаимосвязи MV-W (OI 7774) с использованием данных Hipparcos: ее применение к цефеидам и эволюционировавшим звездам». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 39 : 3. arXiv : astro-ph / 0210695 . Bibcode : 2003RMxAA..39 .... 3A .
  10. ^ a b c d e Де Ягер, К. (1998). «Желтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (3): 145–180. Bibcode : 1998A & ARv ... 8..145D . DOI : 10.1007 / s001590050009 .
  11. ^ Лобель, А .; Де Ягер, К .; Ньювенхейзен, Х. (2013). «Долгосрочный спектроскопический мониторинг холодных гипергигантов HR 8752, IRC + 10420 и 6 Cas около желтой эволюционной пустоты». 370 лет астрономии в Утрехте. Материалы конференции, проходившей 2–5 апреля . 470 : 167. Bibcode : 2013ASPC..470..167L .
  12. ^ Хамфрис, Роберта М .; Дэвидсон, Крис; Грэммер, Скайлер; Ниланд, Натан; Мартин, Джон С .; Вайс, Керстин; Бургграф, Биргитта (2013). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. I. Теплые гипергиганты и эволюция после красных сверхгигантов». Астрофизический журнал . 773 (1): 46. arXiv : 1305.6051 . Bibcode : 2013ApJ ... 773 ... 46H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 773/1/46 . S2CID 118413197 . 
  13. ^ Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта М .; Джонс, Терри Дж .; Маренго, Массимо; Герц, Роберт Д .; Хелтон, Л. Эндрю; Хоффманн, Уильям Ф .; Скемер, Эндрю Дж .; Хинц, Филип М. (2016). «Поиск холодной пыли в диапазоне от среднего до дальнего инфракрасного: Истории потери массы гипергигантов μ Cep, VY CMa, IRC + 10420 и ρ Cas». Астрономический журнал . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . Bibcode : 2016AJ .... 151 ... 51S . DOI : 10.3847 / 0004-6256 / 151/3/51 . S2CID 119281306 . 
  14. ^ a b c Stothers, RB; Чин, CW (2001). «Желтые гипергиганты как динамически нестабильные звезды после красных сверхгигантов» . Астрофизический журнал . 560 (2): 934. Bibcode : 2001ApJ ... 560..934S . DOI : 10.1086 / 322438 .
  15. ^ a b c Nieuwenhuijzen, H; де Ягер, С. (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три эволюционно критических гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163–176. Бибкод : 2000A & A ... 353..163N .
  16. ^ Лобель, А .; Израильский, G .; de Jager, C .; Мусаев, Ф .; Паркер, JW; Маврогиоргу, А. (1998). «Спектральная изменчивость холодного гипергиганта rho Cassiopeiae». Астрономия и астрофизика . 330 : 659–675. Bibcode : 1998a & A ... 330..659L .
  17. ^ Лобель; Стефаник; Торрес; Дэвис; Ильин; Розенбуша (2003). «Спектроскопия вспышки тысячелетия и недавняя изменчивость желтого гипергиганта Rho Cassiopeiae». Звезды как солнца: активность . 219 : 903. arXiv : astro-ph / 0312074 . Bibcode : 2004IAUS..219..903L .
  18. ^ 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 . 
  19. ^ Gesicki, К. (1992). "Моделирование околозвездных линий BAII для гипергиганта Rho-Cassiopeiae". Астрономия и астрофизика . 254 : 280. Bibcode : 1992A & A ... 254..280G .
  20. ^ Langer, N .; Норман, Калифорния; Де Котер, А .; Винк, JS; Cantiello, M .; Юн, С.-С. (2007). «Создание пар сверхновых на низком и большом красном смещении». Астрономия и астрофизика . 475 (2): L19. arXiv : 0708.1970 . Бибкод : 2007A&A ... 475L..19L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078482 . S2CID 53516453 . 
  21. ^ Георгий, C. (2012). «Желтые сверхгиганты как предки сверхновых: указание на сильную потерю массы для красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика . 538 : L8 – L2. arXiv : 1111.7003 . Бибкод : 2012A & A ... 538L ... 8G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201118372 . S2CID 55001976 . 
  22. ^ Маунд, младший; Fraser, M .; Эргон, М .; Пасторелло, А .; Smartt, SJ; Sollerman, J .; Benetti, S .; Botticella, M. -T .; Bufano, F .; Данцигер, Эй Джей; Kotak, R .; Magill, L .; Стивенс, AW; Валенти, С. (2011). «Желтый сверхгигант - прародитель сверхновой типа II 2011dh в M51». Астрофизический журнал . 739 (2): L37. arXiv : 1106,2565 . Bibcode : 2011ApJ ... 739L..37M . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 739/2 / L37 . S2CID 118993104 . 
  23. ^ Гро, Jose H. (2014). «Ранние спектры сверхновых звезд и их ветров-предшественников». Астрономия и астрофизика . 572 : L11. arXiv : 1408.5397 . Бибкод : 2014A & A ... 572L..11G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201424852 . S2CID 118935040 . 
  24. ^ Смит, N .; Винк, JS; Де Котер, А. (2004). «Недостающие светящиеся синие переменные и бистабильный скачок». Астрофизический журнал . 615 (1): 475–484. arXiv : astro-ph / 0407202 . Bibcode : 2004ApJ ... 615..475S . DOI : 10.1086 / 424030 . S2CID 17904692 . 
  25. ^ Чиффи, Алессандро; Лимонги, Марко (2013). «Предсверхновая эволюция вращающихся звезд солнечной металличности в диапазоне масс 13-120M☉ и их взрывной выход» . Астрофизический журнал . 764 (1): 21. Bibcode : 2013ApJ ... 764 ... 21С . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 764/1/21 .
  26. ↑ Фадеев, Ю.А. (2011). «Пульсационная неустойчивость желтых гипергигантов». Письма об астрономии . 37 (6): 403–413. arXiv : 1102,3810 . Bibcode : 2011AstL ... 37..403F . DOI : 10.1134 / S1063773711060016 . S2CID 118642288 . 
  27. ^ Лангер, Норберт; Хегер, Александр; Гарсия-Сегура, Гильермо (1998). Райнхард Э. Шилике (ред.). «Массивные звезды: эволюция внутренней и околозвездной структуры перед сверхновой». Обзоры в Modern Astronomy 11: Stars and Galaxies . Гамбург. 11 : 57. Bibcode : 1998RvMA ... 11 ... 57L .
  28. ^ Динь-в-Чунг; Muller, SB; Lim, J .; Kwok, S .; Мутху, К. (2009). «Исследование истории потери массы желтого гипергиганта IRC + 10420». Астрофизический журнал . 697 (1): 409–419. arXiv : 0903.3714 . Bibcode : 2009ApJ ... 697..409D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 697/1/409 . S2CID 16971892 . 
  29. ^ Lagadec, E .; Zijlstra, AA; Oudmaijer, RD; Verhoelst, T .; Кокс, Нью-Джерси; Szczerba, R .; Mékarnia, D .; Ван Винкель, Х. (2011). "Двойная отделенная оболочка вокруг пост-красного сверхгиганта: IRAS 17163-3907, туманность Жареное Яйцо". Астрономия и астрофизика . 534 : L10. arXiv : 1109.5947 . Bibcode : 2011A&A ... 534L..10L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117521 . S2CID 55754316 . 
  30. ^ Benaglia, P .; Винк, JS; Martí, J .; Maíz Apellániz, J .; Корибальский, Б .; Кроутер, Пенсильвания (2007). «Тестирование предсказанного скачка би-стабильности потери массы на радиоволнах». Астрономия и астрофизика . 467 (3): 1265. arXiv : astro-ph / 0703577 . Бибкод : 2007A & A ... 467.1265B . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077139 . S2CID 14601449 . 
  31. ^ Кинан, ПК; McNeil, RC (1989). «Каталог Perkins обновленных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 71 : 245. Bibcode : 1989ApJS ... 71..245K . DOI : 10.1086 / 191373 .
  32. ^ Кларк, JS; Negueruela, I .; Гонсалес-Фернандес, К. (2013). «IRAS 18357-0604 - аналог желтого галактического гипергиганта IRC +10420?». Астрономия и астрофизика . 561 : A15. arXiv : 1311.3956 . Бибкод : 2014A & A ... 561A..15C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322772 . S2CID 53372226 . 
  33. ^ Wittkowski, M .; Арройо-Торрес, В .; Marcaide, JM; Abellan, FJ; Chiavassa, A .; Гирадо, JC (2017). «Спектро-интерферометрия VLTI / AMBER сверхгигантов позднего типа V766 Cen (= HR 5171 A), σ Oph, BM Sco и HD 206859». Астрономия и астрофизика . 597 : А9. arXiv : 1610.01927 . Bibcode : 2017A & A ... 597A ... 9W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201629349 . S2CID 55679854 . 
  34. ^ Дэвис, Бен; Фигер, Дон Ф .; Закон, Кейси Дж .; Кудрицки, Рольф-Питер; Наджарро, Франсиско; Эрреро, Артемио; МакКенти, Джон В. (2008). "Прохладное сверхгигантское население массивного молодого звездного скопления RSGC1". Астрофизический журнал . 676 (2): 1016–1028. arXiv : 0711.4757 . Bibcode : 2008ApJ ... 676.1016D . DOI : 10.1086 / 527350 . S2CID 15639297 . 
  35. ^ Кларк, JS; Negueruela, I .; Кроутер, Пенсильвания; Гудвин, SP (2005). «О массивном звездном населении суперзвездного скопления Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика . 434 (3): 949. arXiv : astro-ph / 0504342 . Бибкод : 2005A & A ... 434..949C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20042413 .
  36. ^ а б Хамфрис, РМ; Weis, K .; Дэвидсон, К .; Боманс, диджей; Бургграф, Б. (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 . 
  37. ↑ Мария Р. Драут; Филип Мэсси; Жорж Мейне (2012). «Желтый и красный сверхгиганты M33». Астрофизический журнал. 750 (2): 97. arXiv: 1203.0247. DOI: 10.1088 / 0004-637X / 750/2/97.
  38. ^ Бритавский, NE; Бонанос, Аризона; Herrero, A .; Cerviño, M .; Гарсиа-Альварес, Д .; Бойер, ML; Массерон, Т .; Mehner, A .; Маккуинн, KBW (ноябрь 2019 г.). «Физические параметры красных сверхгигантов в карликовых иррегулярных галактиках Местной группы». Астрономия и астрофизика. 631. arXiv: 1909.13378. Бибкод: 2019A & A ... 631A..95B. DOI: 10.1051 / 0004-6361 / 201935212.