Гипергигант - Hypergiant

Сравнение Пистолет Звезда, Ро Кассиопеи, Бетельгейзе, и VY Canis Majoris наложен на контур Солнечной системы. Синее полукольцо с центром у левого края представляет собой орбиту Нептун, самая удаленная планета Солнечная система.

А сверхгигант (класс светимости 0 или же Я+) - очень редкий вид звезда что имеет чрезвычайно высокий яркость, масса, размер и потеря массы из-за их экстремальных звездные ветры. Период, термин сверхгигант определяется как класс светимости 0 (ноль) в Система MKK. Однако это редко встречается в литературе или в опубликованных спектральных классификациях, за исключением конкретных четко определенных групп, таких как желтые гипергиганты, RSG (красные сверхгиганты ) или синий B (e) сверхгиганты со спектрами излучения. Чаще гипергиганты классифицируются как Ia-0 или Ia.+, но красные сверхгиганты редко попадают в эту спектральную классификацию. Астрономы интересуются этими звездами, потому что они связаны с пониманием звездной эволюции, особенно со звездообразованием, стабильностью и их ожидаемой кончиной. сверхновые.

Происхождение и определение

В 1956 году астрономы Праздник и Теккерей использовал термин супер-сверхгигант (позже преобразованный в гипергиганта) для звезд с абсолютная величина ярче чем MV = −7 (MБол будет больше для очень холодных и очень горячих звезд, например не менее -9,7 для гипергиганта B0). В 1971 г. Кинан предположил, что этот термин будет использоваться только для сверхгиганты показывая по крайней мере одну широкую составляющую излучения в Hα, что указывает на протяженную звездную атмосферу или относительно большой темп потери массы. Критерий Кинана сегодня наиболее часто используется учеными.[1]

Чтобы быть классифицированным как гипергигант, звезда должна быть очень яркой и иметь спектральные характеристики, указывающие на атмосферную нестабильность и значительную потерю массы. Следовательно, не-гипергигантская сверхгигантская звезда может иметь такую ​​же или более высокую светимость, что и гипергигант того же спектрального класса. Ожидается, что гипергиганты будут иметь характерное уширение и красное смещение своих спектральных линий, создавая характерную спектральную форму, известную как P Cygni профиль. Использование линий излучения водорода не помогает определить самые холодные гипергиганты, и они в основном классифицируются по светимости, поскольку потеря массы для этого класса почти неизбежна.

Формирование

Звезды с начальной массой более 25M☉ быстро удаляются от главной последовательности и несколько увеличивают светимость, чтобы стать голубыми сверхгигантами. Они охлаждаются и увеличиваются примерно при постоянной яркости, становясь красными сверхгигантами, затем сжимаются и повышаются в температуре по мере того, как сдуваются внешние слои. Они могут «подпрыгивать» назад и вперед, выполняя одну или несколько «синих петель», все еще с довольно устойчивой яркостью, пока они не взорвутся как сверхновая звезда или полностью сбросить свои внешние слои, чтобы стать Звезда Вольфа – Райе. Звезды с начальной массой более 40M☉ просто слишком светятся, чтобы создать стабильную протяженную атмосферу, и поэтому они никогда не остывают достаточно, чтобы стать красными сверхгигантами. Самые массивные звезды, особенно быстро вращающиеся звезды с усиленной конвекцией и перемешиванием, могут пропустить эти шаги и перейти непосредственно к стадии Вольфа – Райе.

Это означает, что звезды в верхней части Диаграмма Герцшпрунга – Рассела там, где обнаружены гипергиганты, могут быть недавно возникшие из главной последовательности и все еще имеющие высокую массу, или гораздо более развитые звезды пост-красных сверхгигантов, которые потеряли значительную часть своей начальной массы, и эти объекты нельзя отличить просто на основе их светимость и температура. Звезды с большой массой с высокой долей остающегося водорода более стабильны, в то время как более старые звезды с меньшей массой и более высокой долей тяжелых элементов имеют менее стабильную атмосферу из-за повышенного радиационного давления и уменьшения гравитационного притяжения. Считается, что это гипергиганты, расположенные недалеко от Предел Эддингтона и быстро теряет массу.

Считается, что желтые гипергиганты - это обычно пост-красные сверхгиганты, которые уже потеряли большую часть своей атмосферы и водорода. Известно несколько более стабильных желтых сверхгигантов большой массы с примерно такой же светимостью, которые, как считается, эволюционируют в фазу красного сверхгиганта, но они редки, поскольку ожидается, что это будет быстрый переход. Поскольку желтые гипергиганты - это пост-красные сверхгиганты, существует довольно жесткий верхний предел их светимости в районе 500 000–750 000L☉, но голубые гипергиганты могут быть намного ярче, иногда несколько миллионов L☉.

Почти все гипергиганты демонстрируют изменения светимости с течением времени из-за нестабильности в их внутренностях, но они небольшие, за исключением двух отдельных областей нестабильности, где светящиеся синие переменные (LBV) и желтые гипергиганты найдены. Из-за их большой массы время жизни гипергиганта очень короткое в астрономических масштабах времени: всего несколько миллионов лет по сравнению с примерно 10 миллиардами лет для звезд, подобных нашей. солнце. Гипергиганты образуются только в самых крупных и плотных областях звездообразования, и из-за их короткой жизни известно лишь небольшое их число, несмотря на их чрезвычайную светимость, которая позволяет их идентифицировать даже в соседних галактиках. Время, проведенное в некоторых фазах, таких как LBV, может составлять всего несколько тысяч лет.[2][3]

Стабильность

Большая туманность в Киле, окружающая Эта Киля

Поскольку светимость звезд сильно увеличивается с увеличением массы, светимость гипергигантов часто очень близка к светимости. Предел Эддингтона, которая представляет собой светимость, при которой давление излучения, расширяющее звезду наружу, равно силе гравитации звезды, коллапсирующей звезду внутрь. Это означает, что поток излучения проходя через фотосфера гипергиганта может быть достаточно сильным, чтобы оторваться от фотосферы. Выше предела Эддингтона звезда будет генерировать столько излучения, что части ее внешних слоев будут выброшены массивными вспышками; это эффективно ограничит светимость звезды при более высокой светимости в течение более длительных периодов.

Хорошим кандидатом для размещения ветра, управляемого континуумом, является Eta Carinae, одна из самых массивных звезд, когда-либо наблюдавшихся. При расчетной массе около 130 солнечные массы и светимость в четыре миллиона раз больше, чем у солнце, астрофизики предполагают, что Eta Carinae может иногда превышать Предел Эддингтона.[4] В последний раз могла произойти серия вспышек, наблюдавшихся в 1840–1860 годах, в результате которых скорость потери массы была намного выше, чем наше нынешнее понимание того, что допускают звездные ветры.[5]

В отличие от линейного звездные ветры (то есть те, которые управляются поглощением света от звезды в огромном количестве узких спектральные линии ), непрерывное движение не требует наличия "металлик" атомы - атомы кроме водород и гелий, у которых таких строк мало - в фотосфера. Это важно, поскольку большинство массивных звезд также очень бедны металлами, а это означает, что эффект должен работать независимо от металличность. По тем же соображениям непрерывное движение может также способствовать достижению верхнего предела массы даже для первое поколение звезд сразу после Большой взрыв, который вообще не содержал металлов.

Другая теория, объясняющая массивные вспышки, например, Eta Carinae это идея глубоко расположенного гидродинамического взрыва, отрывающего части внешних слоев звезды. Идея состоит в том, что звезда даже при яркости ниже Предел Эддингтона, было бы недостаточно тепловая конвекция во внутренних слоях, что приводит к инверсии плотности, потенциально ведущей к мощному взрыву. Теория, однако, мало изучена, и неясно, действительно ли это может произойти.[6]

Другая теория, связанная с гипергигантскими звездами, - это способность образовывать псевдофотосферу, то есть сферическую оптически плотную поверхность, которая на самом деле формируется звездным ветром, а не является истинной поверхностью звезды. Такая псевдофотосфера будет значительно холоднее, чем более глубокая поверхность под движущимся наружу плотным ветром. Было высказано предположение, что это объясняет «отсутствующие» LBV промежуточной светимости и присутствие желтых гипергигантов примерно с такой же светимостью и более низкими температурами. Желтые гипергиганты на самом деле являются LBV, образовавшими псевдофотосферу и, следовательно, имеющими более низкую температуру.[7]

Отношения с Ofpe, WNL, LBV и другими звездами-сверхгигантами

Очень большой телескоп образ окрестностей VY Canis Majoris

Гипергиганты - это эволюционирующие звезды с высокой светимостью и большой массой, которые встречаются в одних и тех же или похожих регионах Земли. Диаграмма HR звездам с разными классификациями. Не всегда ясно, представляют ли разные классификации звезды с разными начальными условиями, звезды на разных этапах эволюционного пути или это просто артефакт наших наблюдений. Астрофизические модели, объясняющие явления[8][9] показать много областей согласия. Тем не менее, есть некоторые различия, которые не обязательно помогают установить отношения между разными типами звезд.

Хотя большинство сверхгигант звезды менее ярки, чем гипергиганты аналогичной температуры, некоторые из них попадают в тот же диапазон светимости.[10] Обычные сверхгиганты по сравнению с гипергигантами часто не имеют сильной эмиссии водорода, уширенные спектральные линии которой указывают на значительную потерю массы. Развитые сверхгиганты с меньшей массой не возвращаются из фазы красных сверхгигантов, ни взрываясь как сверхновые, ни оставляя после себя белый карлик.

Светящиеся синие переменные представляют собой класс ярко светящихся горячих звезд, которые демонстрируют характерные спектральные вариации. Они часто лежат в зоне «покоя», где более горячие звезды обычно более светятся, но периодически подвергаются сильным поверхностным извержениям и перемещаются в узкую зону, где звезды всех светимостей имеют примерно одинаковую температуру, около 8000 К.[11] Эта «активная» зона находится у горячего края нестабильной «пустоты», где желтые гипергиганты обнаруживаются с некоторым перекрытием. Неясно, удастся ли желтым гипергигантам когда-либо преодолеть пустоту нестабильности, чтобы стать LBV или взорваться как сверхновая.[12][13]

Голубые гипергиганты находятся в тех же частях диаграммы HR, что и LBV, но не обязательно показывают вариации LBV. Некоторые, но не все LBV хотя бы время от времени демонстрируют характеристики гипергигантских спектров,[14][15] но многие авторы исключили бы все LBV из класса гипергигантов и рассматривали бы их отдельно.[16] Голубые гипергиганты, которые не проявляют характеристик LBV, могут быть предшественниками LBV или наоборот, или и тем, и другим.[17] LBV с меньшей массой могут быть переходной стадией к холодным гипергигантам или от них, либо представляют собой объекты другого типа.[17][18]

Звезды Вольфа – Райе очень горячие звезды, утратившие большую часть или все свои внешние слои. WNL - это термин, используемый для поздних (т.е. более холодных) звезд Вольфа – Райе, в спектрах которых преобладает азот. Хотя обычно считается, что это стадия, достигаемая гипергигантскими звездами после значительной потери массы, возможно, что небольшая группа богатых водородом звезд WNL на самом деле является прародителями голубых гипергигантов или LBV. Это тесно связанные Ofpe (спектры O-типа плюс эмиссионные линии H, He и N и другие особенности) и WN9 (самые холодные азотные звезды Вольфа – Райе), которые могут быть кратким промежуточным звеном между крупными звездами главной последовательности. и гипергиганты или LBV. Спокойные LBV наблюдались со спектрами WNL, а видимые звезды Ofpe / WNL изменились, чтобы показать спектры голубых гипергигантов. Высокая скорость вращения заставляет массивные звезды быстро терять свои атмосферы и препятствовать переходу от главной последовательности к сверхгигантам, так что они напрямую становятся звездами Вольфа – Райе. Звезды Вольфа Райе, косые звезды, крутые косые звезды (также известные как WN10 / 11), Ofpe, Of+, и из* звезды не считаются гипергигантами. Хотя они светятся и часто имеют сильные линии излучения, у них есть собственные характерные спектры.[19]

Известные гипергиганты

Гипергигантов сложно изучать из-за их редкости. Многие гипергиганты обладают сильно изменяющимся спектром, но здесь они сгруппированы в широкие спектральные классы.

Светящиеся синие переменные

Немного светящиеся синие переменные классифицируются как гипергиганты, по крайней мере, в течение части их цикла изменения:

Голубые гипергиганты

Гигантская звезда и ее поддержанный протопланетарный диск по сравнению с размером Солнечная система

Обычно B-класс, иногда поздно O или рано A:

В Центральном регионе Галактики:[27]

В Вестерлунд 1:[28]

  • W5 (возможно Вольф – Райе)
  • W7
  • W13 (двоичный?)
  • W33
  • W42a

Желтые гипергиганты

Поле вокруг желтой звезды-гипергиганта HR 5171

Желтые гипергиганты с поздними А-К спектрами:

В Вестерлунд 1:[28]

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

в Галактика Треугольник:

в Секстан галактика:

Плюс по крайней мере два возможных холодных гипергиганта в недавно обнаруженных скоплениях красных сверхгигантов Щитка: F15 и, возможно, F13 в RSGC1 и Звезда 49 в RSGC2.

Красные гипергиганты

Сравнение размеров диаметра солнце и VY Canis Majoris, гипергигант, который среди крупнейших известных звезд

Спектры M-типа крупнейших известных звезд:

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Некоторые авторы считают Cygnus OB2-12 LBV из-за его чрезвычайной яркости, хотя он не показал характерной изменчивости.
  2. ^ Самая яркая звезда Ассоциация акушерства Скорпион OB1 и LBV кандидат.[22]
  3. ^ Может быть просто более близкой звездой после AGB.[32]

Рекомендации

  1. ^ де Ягер, К. (1998). «Желтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики. 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A и ARv ... 8..145D. Дои:10.1007 / s001590050009.
  2. ^ Кирилл Георгий; Сильвия Экстрём; Жорж Мейне; Филип Мэсси; Левеск; Рафаэль Хирски; Патрик Эггенбергер; Андре Медер (2012). «Сетки звездных моделей с вращением II. Популяции WR и предшественники сверхновых / GRB на Z = 0,014». Астрономия и астрофизика. 542: A29. arXiv:1203.5243. Bibcode:2012A & A ... 542A..29G. Дои:10.1051/0004-6361/201118340. S2CID  119226014.
  3. ^ Brott, I .; Evans, C.J .; Хантер, I .; Де Котер, А .; Langer, N .; Dufton, P.L .; Cantiello, M .; Trundle, C .; Леннон, Д. Дж .; Де Минк, С.Э.; Yoon, S. -C .; Андерс, П. (2011). «Вращающиеся массивные звезды главной последовательности». Астрономия и астрофизика. 530: A116. arXiv:1102.0766. Bibcode:2011A & A ... 530A.116B. Дои:10.1051/0004-6361/201016114. S2CID  55534197.
  4. ^ Owocki, S.P .; Ван Марль, Аллард Ян (2007). «Светящиеся синие переменные и потеря массы около предела Эддингтона». Труды Международного астрономического союза. 3: 71–83. arXiv:0801.2519. Bibcode:2008IAUS..250 ... 71O. Дои:10.1017 / S1743921308020358. S2CID  15032961.
  5. ^ Owocki, S.P .; Gayley, K. G .; Шавив, Н. Дж. (2004). «Формализм длины пористости для утомляющей фотоны ограниченной потери массы звезд выше предела Эддингтона». Астрофизический журнал. 616 (1): 525–541. arXiv:astro-ph / 0409573. Bibcode:2004ApJ ... 616..525O. Дои:10.1086/424910. S2CID  2331658.
  6. ^ Smith, N .; Овоки, С. П. (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд и звезд III популяции». Астрофизический журнал. 645 (1): L45 – L48. arXiv:astro-ph / 0606174. Bibcode:2006ApJ ... 645L..45S. Дои:10.1086/506523. S2CID  15424181.
  7. ^ а б Винк, Дж. С. (2012). «Эта киля и светящиеся голубые переменные». Эта Киля и Самозванцы сверхновых. Библиотека астрофизики и космических наук. 384. С. 221–247. arXiv:0905.3338. Bibcode:2012АССЛ..384..221В. Дои:10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN  978-1-4614-2274-7. S2CID  17983157.
  8. ^ Лангер, Норберт; Хегер, Александр; Гарсия-Сегура, Гильермо (1998). «Массивные звезды: эволюция внутренней и околозвездной структуры перед сверхновой». Обзоры в современной астрономии. 11: 57. Bibcode:1998RvMA ... 11 ... 57L.
  9. ^ Stothers, N .; Чин, К.-В. (1996). «Эволюция массивных звезд в светящиеся голубые переменные и звезды Вольфа-Райе для ряда металличностей». Астрофизический журнал. 468: 842–850. Bibcode:1996ApJ ... 468..842S. Дои:10.1086/177740.
  10. ^ Де Ягер, Корнелис (1998). «Желтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики. 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A и ARv ... 8..145D. Дои:10.1007 / s001590050009.
  11. ^ 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:2012АССЛ..384..221В. CiteSeerX  10.1.1.250.4184. Дои:10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN  978-1-4614-2274-7. S2CID  17983157.
  12. ^ Stothers, R. B .; Чин, К. В. (2001). "Желтые гипергиганты как динамически нестабильные звезды после красных сверхгигантов". Астрофизический журнал. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ ... 560..934S. Дои:10.1086/322438.
  13. ^ 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. Bibcode:2000А и А ... 353..163Н.
  14. ^ Clark, J. S .; Castro, N .; Гарсия, М .; Herrero, A .; Najarro, F .; Negueruela, I .; Ritchie, B.W .; Смит, К. Т. (2012). «О природе кандидатов в светящиеся синие переменные в M 33». Астрономия и астрофизика. 541: A146. arXiv:1202.4409. Bibcode:2012A & A ... 541A.146C. Дои:10.1051/0004-6361/201118440. S2CID  17900583.
  15. ^ Робберто, М .; Хербст, Т. М. (1998). «Теплая пыль вокруг синих гипергигантов: изображение светящейся переменной HD 168625 в среднем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал. 498 (1): 400–412. Bibcode:1998ApJ ... 498..400R. Дои:10.1086/305519.
  16. ^ Хамфрис, Роберта М .; Вайс, Керстин; Дэвидсон, Крис; Боманс, Д. Дж .; Бургграф, Биргитта (2014). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. II. Светящиеся голубые переменные, потенциальные LBV, звезды эмиссионной линии Fe II и другие сверхгиганты». Астрофизический журнал. 790 (1): 48. arXiv:1407.2259. Bibcode:2014ApJ ... 790 ... 48H. Дои:10.1088 / 0004-637X / 790/1/48. S2CID  119177378.
  17. ^ а б Гро, 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. Bibcode:2014A & A ... 564A..30G. Дои:10.1051/0004-6361/201322573. S2CID  118870118.
  18. ^ Groh, J. H .; Meynet, G .; Экстрём, С. (2013). «Массивная эволюция звезд: светящиеся синие переменные как неожиданные прародители сверхновых». Астрономия и астрофизика. 550: L7. arXiv:1301.1519. Bibcode:2013 г ... 550 л ... 7 г. Дои:10.1051/0004-6361/201220741. S2CID  119227339.
  19. ^ Бьянки, Лучиана; Болин, Ральф; Мэсси, Филипп (2004). "Звезды Ofpe / WN9 в M33". Астрофизический журнал. 601 (1): 228–241. arXiv:astro-ph / 0310187. Bibcode:2004ApJ ... 601..228B. Дои:10.1086/380485. S2CID  119371998.
  20. ^ Sterken, C .; де Гроот, М .; ван Гендерен, А. М. (1998). «Цикличности световых вариаций светящихся голубых переменных II. R40, развивающая фазу S Doradus». Астрономия и астрофизика. 333: 565. Bibcode:1998A&A ... 333..565S.
  21. ^ Ван Гендерен, А. М .; Стеркен, К. (1999). «Вариации блеска массивных звезд (переменные альфа Лебедя). XVII. Сверхгиганты LMC R 74 (LBV), R 78, HD 34664 = S 22 (B [e] / LBV), R 84 и R 116 (LBV?)» . Астрономия и астрофизика. 349: 537. Bibcode:1999А и А ... 349..537В.
  22. ^ а б c d е ж грамм час Clark, J. S .; Najarro, F .; Negueruela, I .; Ritchie, B.W .; Урбанежа, М. А .; Ховарт, И. Д. (2012). «О природе галактических гипергигантов класса B». Астрономия и астрофизика. 541: A145. arXiv:1202.3991. Bibcode:2012A & A ... 541A.145C. Дои:10.1051/0004-6361/201117472. S2CID  11978733.
  23. ^ а б c d Кэтрин Ф. Нойджент; Филип Мэсси; Брайан Скифф; Жорж Мейне (апрель 2012 г.). «Желтые и красные сверхгиганты в Магеллановых облаках». Астрофизический журнал. 749 (2): 177. arXiv:1202.4225. Bibcode:2012ApJ ... 749..177N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 749/2/177. S2CID  119180846.
  24. ^ а б Ван Гендерен, А. М .; Jones, A .; Стеркен, К. (2006). «Световые вариации переменных альфа-Лебедя в Магеллановых облаках». Журнал астрономических данных. 12: 4. Bibcode:2006JAD .... 12 .... 4V.
  25. ^ Wolf, B .; Кауфер, А .; Ривиниус, Т .; Stahl, O .; Szeifert, T .; Tubbesing, S .; Шмид, Х. М. (2000). «Спектроскопический мониторинг светящихся горячих звезд Магеллановых облаков». Термический и ионизационный аспекты течений горячих звезд. 204: 43. Bibcode:2000ASPC..204 ... 43Вт.
  26. ^ Мирошниченко, А. С .; Ченцов, Э. Л .; Клочкова, В. Г. (2000). "AS314: пыльный гипергигант A" (PDF). Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 144 (3): 379. Bibcode:2000A и AS..144..379M. Дои:10.1051 / aas: 2000216.
  27. ^ Столовы, С.Р .; Cotera, A .; Dong, H .; Моррис, М. Р .; Wang, Q.D .; Столовы, С.Р .; Ланг, К. (2010). "Изолированные звезды Вольфа-Райе и сверхгиганты в районе центра Галактики, идентифицированные с помощью избытка Пашена". Астрофизический журнал. 725 (1): 188–199. arXiv:1009.2769. Bibcode:2010ApJ ... 725..188M. Дои:10.1088 / 0004-637X / 725/1/188. S2CID  20968628.
  28. ^ а б Clark, J. S .; Negueruela, I .; Crowther, P.A .; Гудвин, С. П. (2005). «О массивном звездном населении суперзвездного скопления Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика. 434 (3): 949. arXiv:Astro-ph / 0504342. Bibcode:2005A & A ... 434..949C. Дои:10.1051/0004-6361:20042413.
  29. ^ Lagadec, E .; Zijlstra, A. A .; Oudmaijer, R.D .; Verhoelst, T .; Кокс, Н. Л. Дж .; 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. Дои:10.1051/0004-6361/201117521. S2CID  55754316.
  30. ^ Clark, J. S .; Negueruela, I .; Гонсалес-Фернандес, К. (2013). «IRAS 18357-0604 - аналог желтого галактического гипергиганта IRC +10420?». Астрономия и астрофизика. 561: A15. arXiv:1311.3956. Bibcode:2014A и A ... 561A..15C. Дои:10.1051/0004-6361/201322772. S2CID  53372226.
  31. ^ Шустер, М. Т .; Humphreys, R.M .; Маренго, М. (2006). "Околозвёздная среда NML Cygni и холодных гипергигантов". Астрономический журнал. 131 (1): 603–611. arXiv:astro-ph / 0510010. Bibcode:2006AJ .... 131..603S. Дои:10.1086/498395. S2CID  16723190.
  32. ^ Юра, М .; Велусамы, Т .; Вернер, М. В. (2001). "Что дальше для вероятного Presupernova HD 179821?". Астрофизический журнал. 556 (1): 408. arXiv:Astro-ph / 0103282. Bibcode:2001ApJ ... 556..408J. Дои:10.1086/321553. S2CID  18053762.
  33. ^ Бритавский, Н.Е .; Bonanos, A. Z .; Herrero, A .; Cerviño, M .; Гарсиа-Альварес, Д .; Boyer, M. L .; Массерон, Т .; Mehner, A .; Маккуинн, К. Б. У. (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.
  34. ^ Zhang, B .; Reid, M. J .; Menten, K. M .; Zheng, X. W .; 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. Дои:10.1051/0004-6361/201219587. ISSN  0004-6361. S2CID  55509287.