Жёлтый гипергигант: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
Дополнение из английской версии статьи Yellow hypergiant
Метка: удалено перенаправление
Строка 1: Строка 1:
[[Image:HR-vartype.svg|right|upright=1.35|thumb|Типы [[Переменная звезда|переменных звёзд]] на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]] населяют область жёлтых гипергигантов над областью [[Цефеиды|цефеид]] ([[полоса нестабильности]]).]]
#REDIRECT [[Гипергигант#Жёлтые гипергиганты]]

'''Жёлтый гипергигант''' — массивная звезда с протяжённой атмосферой, принадлежит [[Спектральные классы звёзд|спектральному классу]] от A до K, при формировании объекта масса составляет 20–60 [[Масса Солнца|масс Солнца]], но в процессе эволюции звезда теряет около половины своей массы. Звезды такого типа являются одними из наиболее ярких звёзд, абсолютные звёздные величины находятся в окрестности M<sub>V</sub> = &minus;9, также это одни из редчайших объектов, в [[Млечный Путь|Млечном Пути]] известно всего около 15 звёзд такого типа, при этом шесть из них находятся в скоплении [[Westerlund 1]]. Иногда эти объекты называют холодными гипергигантами в сравнении со звёздами классов O и B, а иногда называют тёплыми гипергигантами в сравнении с [[Красный сверхгигант|красными сверхгигантами]].

==Классификация==
Термин "гипергигант" используется с 1929 года, но первоначально он относился не к тем объектам, которые именуются гипергигантами в настоящее время.<ref name=wallenquist>{{cite journal|bibcode=1929BAN.....5...67W|title=An attempt to determine the mean masses of the stars in the globular cluster M 3|journal=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands|volume=5|pages=67|last1=Wallenquist|first1=Aå|year=1929}}</ref> Гипергиганты обозначают [[Класс светимости|классом светимости]] '0', они имеют большую светимость, чем наиболее яркие сверхгиганты класса Ia,<ref>{{cite journal|bibcode=1943assw.book.....M|title=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification|journal=Chicago|last1=Morgan|first1=William Wilson|last2=Keenan|first2=Philip Childs|last3=Kellman|first3=Edith|year=1943}}</ref> хотя гипергигантами их не называли вплоть до конца 1970-х годов.<ref name="dejager1980">{{cite book|doi=10.1007/978-94-009-9030-2_2|chapter=The Main Observational Characteristics of the Most Luminous Stars|title=The Brightest Stars|pages=18–56|year=1980|last1=De Jager|first1=Cornelis|isbn=978-90-277-1110-6}}</ref> Другим критерием для выделения гипергигантов стал предложенный в 1979 году критерий для некоторых других теряющих массу горячих звёзд высокой светимости,<ref name=desandres>{{cite journal|bibcode=1979A&AS...38..367L|title=Line Blocking in the Near Ultraviolet Spectrum of Early-Type Stars - Part Two - the Dependence on Spectral Type and Luminosity for Normal Stars|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement|volume=38|pages=367|last1=Llorente De Andres|first1=F.|last2=Lamers|first2=H. J. G. L. M.|last3=Muller|first3=E. A.|year=1979}}</ref> но к более холодным звёздам этот критерий не применялся. В 1991 году звезда [[Ро Кассиопеи]] была впервые описана как жёлтый гипергигант,<ref name=zsoldos>{{cite journal|bibcode=1991A&A...246..441Z|title=Photometry of yellow semiregular variables - Rho Cassiopeiae|journal=Astronomy and Astrophysics |issn=0004-6361|volume=246|pages=441|last1=Zsoldos|first1=E.|last2=Percy|first2=J. R.|year=1991}}</ref> а после обсуждения на конференции ''Solar physics and astrophysics at interferometric resolution'' в 1992 году такие объекты было принято выделять в отдельный класс звёзд высокой светимости.<ref name=dejager>{{cite journal|bibcode=1992ESASP.344..109D|title=Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability|journal=In ESA|volume=344|pages=109|last1=De Jager|first1=Cornelis|last2=Nieuwenhuijzen|first2=Hans|year=1992}}</ref>

Определение понятия "гипергигант" остаётся смутным, и хотя класс светимости 0 выделен под гипергиганты, они обычно обозначаются классом светимости Ia-0 и Ia<sup>+</sup>.<ref name=achmad>{{cite journal|bibcode=1992A&A...259..600A|title=A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)|journal=Astronomy and Astrophysics |issn=0004-6361|volume=259|pages=600|last1=Achmad|first1=L.|last2=Lamers|first2=H. J. G. L. M.|last3=Nieuwenhuijzen|first3=H.|last4=Van Genderen|first4=A. M.|year=1992}}</ref> Высокая светимость определяется по различным особенностям спектра, которые чувствительны к [[Поверхностная гравитация|поверхностной гравитации]], как, например, ширина линии Hβ в горячих звёздах или [[бальмеровский скачок]] в более холодных звёздах. Низкая поверхностная гравитация обычно означает крупный размер звезды и, следовательно, большую светимость.<ref name=ubvy>{{cite journal|bibcode=1993A&A...268..653N|title=On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry|journal=Astronomy and Astrophysics |issn=0004-6361|volume=268|pages=653|last1=Napiwotzki|first1=R.|last2=Schoenberner|first2=D.|last3=Wenske|first3=V.|year=1993}}</ref> У более холодных звёзд можно использовать силу наблюдаемых линий водорода, такую как, например, линию O I на длине волны 777,4&nbsp;[[Нанометр|нм]], для калибровки светимости звезды.<ref name=ferro>{{cite journal|bibcode=2003RMxAA..39....3A|title=A Revised Calibration of the MV-W(O I 7774) Relationship using Hipparcos Data: Its Application to Cepheids and Evolved Stars|journal=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica |volume=39|pages=3|last1=Arellano Ferro|first1=A.|last2=Giridhar|first2=S.|last3=Rojo Arellano|first3=E.|year=2003|arxiv = astro-ph/0210695}}</ref>

Одним из используемых для определения жёлтых гипергигантов астрофизических методов является так называемый критерий Кинан-Смолински. Все линии поглощения должны быть существенно уширены,в большей степени, чем у ярких сверхгигантов, а также должны быть свидетельства сильной потери массы. Также, должен наблюдаться хотя бы один компонент уширенной линии [[H-альфа|Hα]]. При этом профиль Hα может быть очень сложным, обычно наблюдаются как мощные эмиссионные линии, так и линии поглощения.<ref name=dejaeger/>

Термин "жёлтый гипергигант" усложнён ещё и тем, что объекты такого типа называют как холодными гипергигантами, так и тёплыми гипергигантами, в зависимости от контекста. Холодными гипергигантами называют все достаточно яркие и неустойчивые звёзды холоднее голубых гипергигантов и [[Яркая голубая переменная|ярких голубых переменных]], включая как жёлтые, так и красные гипергиганты.<ref name=cool>{{cite journal|bibcode=2013ASPC..470..167L|title=Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void|journal=370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a Conference Held 2–5 April|volume=470|pages=167|last1=Lobel|first1=A.|last2=De Jager|first2=K.|last3=Nieuwenhuijzen|first3=H.|date=2013}}</ref> Понятие "тёплый гипергигант" использовалось для очень ярких звёзд спектральных классов A и Fв галактиках M31 и M33, не являющихся яркими голубыми переменными,<ref name=warm>{{Cite journal|arxiv=1305.6051|last1= Humphreys|first1= Roberta M.|title= Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution|journal= The Astrophysical Journal|volume= 773|issue= 1|pages= 46|last2= Davidson|first2= Kris|last3= Grammer|first3= Skyler|last4= Kneeland|first4= Nathan|last5= Martin|first5= John C.|last6= Weis|first6= Kerstin|last7= Burggraf|first7= Birgitta|date= 2013|doi= 10.1088/0004-637X/773/1/46|bibcode= 2013ApJ...773...46H}}</ref> а также для жёлтых гипергигантов в целом.<ref name=shenov>{{cite journal|bibcode=2016AJ....151...51S|arxiv=1512.01529|title=Searching for Cool Dust in the Mid-to-far Infrared: The Mass-loss Histories of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ρ Cas|journal=The Astronomical Journal|volume=151|issue=3|pages=51|last1=Shenoy|first1=Dinesh|last2=Humphreys|first2=Roberta M.|last3=Jones|first3=Terry J.|last4=Marengo|first4=Massimo|last5=Gehrz|first5=Robert D.|last6=Helton|first6=L. Andrew|last7=Hoffmann|first7=William F.|last8=Skemer|first8=Andrew J.|last9=Hinz|first9=Philip M.|year=2016|doi=10.3847/0004-6256/151/3/51}}</ref>

== Характеристики ==
[[File:Rhocas lightcurve.png|thumb|left|Кривая блеска для [[ρ Кассиопеи]] в видимом диапазоне с 1933 года до 2015 года]]
Жёлтые гипергиганты занимают область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела над полосой нестабильности, и представляют собой область, населённую всего несколькими звёздами, при этом обычно неустойчивыми. По спектрам и температурам звёзды находятся в диапазоне A0-K2 и 4000-8000K. Область ограничена сверху по температуре так называемой "Жёлтой эволюционной пустотой" ({{lang-en|''Yellow Evolutionary Void''}}), где звёзды при данной светимости становятся очень неустойчивыми и теряют большое количество массы. "Жёлтая эволюционная пустота" разделяет жёлтые гипергиганты и яркие голубые переменные, хотя жёлтые гипергиганты при максимуме температуры и яркие голубые переменные при минимуме температуры могут обладать примерно одинаковой температурой 8000&nbsp;K. На нижней границе по температуре жёлтые гипергиганты и красные сверхгиганты становится сложно отличить друг от друга; [[RW Цефея]] (4500&nbsp;K, {{val|555000 }} [[Светимость Солнца|L<sub>0</sub>]]) является примером звезды, имеющей одновременно характеристики как жёлтых гипергигантов, так и красных сверхгигантов.<ref name=stothers/><ref name=void/>

Жёлтые гипергиганты обладают довольно узким диапазоном светимостей выше {{val|300000}} [[Светимость Солнца|L<sub>0</sub>]] (например, [[V382 Киля]] обладает светимостью {{val|316000}}) [[Светимость Солнца|L<sub>0</sub>]] и ниже предела Хамфри-Дэвидсона при светимостях около {{val|600000}} [[Светимость Солнца|L<sub>0</sub>]]. Максимум излучения приходится на середину видимой части спектра, при этом объекты являются наиболее яркими звёздами с абсолютными звёздными величинами около -9 или -9,5&nbsp;.<ref name=zsoldos/>

Объекты крупные и довольно неустойчивые, при этом обладают низкой поверхностной гравитацией. Жёлтые сверхгиганты обладают поверхностной гравитацией (log&nbsp;g) ниже&nbsp;2, а жёлтые гипергиганты обладают log&nbsp;g около 0. Также они нерегулярно пульсируют, что создаёт малые вариации в температуре и блеске. Это приводит к возникновению очень большой потери массы, а вокруг таких звёзд часто возникают туманности.<ref name=rhocas>{{cite journal |last1= Lobel |first1= A. |last2= Israelian |first2= G. |last3= de Jager |first3= C. |last4= Musaev |first4= F. |last5= Parker |first5= J. W. |last6= Mavrogiorgou |first6= A. |title= The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae |journal= Astronomy and Astrophysics |date= 1998 |volume= 330 |pages= 659–675 |bibcode= 1998A&A...330..659L }}</ref> Иногда крупные вспышки могут на какое-то время привести к закрыванию звезды.<ref name=outburst>{{cite journal |bibcode=2004IAUS..219..903L |author1=Lobel |author2=Stefanik |author3=Torres |author4=Davis |author5=Ilyin |author6=Rosenbush |title=Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae |journal=Stars as Suns : Activity |volume=219 |pages=903 |date=2003 |arxiv = astro-ph/0312074 }}</ref>

Жёлтые гипергиганты формируются из массивных звёзд после того, как они в результате эволюции уходят с [[Главная последовательность|главной последовательности]]. Большинство наблюдаемых жёлтых гипергигантов прошло через фазу красных сверхгигантов и эволюционирует обратно в сторону больших температур, однако несколько таких звёзд наблюдались на короткой стадии первого перехода от главной последовательности к красным сверхгигантам. Сверхгиганты с начальной массой менее 20 масс Солнца взорвутся в виде сверхновой, а звёзды с начальной массой более 60 масс Солнца никогда не охладятся ниже температур голубых сверхгигантов. Точный диапазон масс зависит от [[Металличность|металличности]] и скорости вращения.<ref name=groh2013>{{cite journal|bibcode=2013A&A...558A.131G|arxiv=1308.4681|title=Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=558|pages=A131|last1=Groh|first1=Jose H.|last2=Meynet|first2=Georges|last3=Georgy|first3=Cyril|last4=Ekström|first4=Sylvia|year=2013|doi=10.1051/0004-6361/201321906}}</ref> Жёлтые гипергиганты, охлаждающиеся в первый раз, могут обладать массой до 60 {{Mo}} и больше,<ref name=void/> а звёзды после ветви красных сверхгигантов потеряют около половины своей изначальной массы.<ref name=gesicki>{{cite journal|bibcode=1992A&A...254..280G|title=A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=254|pages=280|last1=Gesicki|first1=K.|date=1992}}</ref>

С точки зрения химического состава, большинство жёлтых гипергигантов обладает высоким содержанием азота и натрия на поверхности, а также других тяжёлых элементов. Углерод и кислород почти отсутствуют, а содержание гелия повышено, как и ожидается для звёзд, прошедших стадию главной последовательности.

== Эволюция ==
Жёлтые гипергиганты уже ушли с главной последовательности и исчерпали запас водорода в ядрах. Большинство жёлтых гипергигантов считается звездами, прошедшими фазу красных сверхгигантов,<ref name=stothers>{{Cite journal | last1 = Stothers | first1 = R. B. | last2 = Chin | first2 = C. W. | doi = 10.1086/322438 | title = Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars | journal = The Astrophysical Journal | volume = 560 | issue = 2 | pages = 934 | year = 2001 | pmid = | pmc = |bibcode = 2001ApJ...560..934S }}</ref> а более устойчивые и менее яркие жёлтые сверхгиганты считаются эволюционирующими в сторону красных сверхгигантов впервые. Например, существуют значимые свидетельства в пользу того, что ярчайший из жёлтых сверхгигантов, [[HD 33579]], расширяется и переходит из стадии голубых сверхгигантов на стадию красного сверхгиганта.<ref name=void>{{cite journal | last1 = Nieuwenhuijzen | first1 = H | last2 = de Jager | first2 = C | title = Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420 | journal = Astronomy and Astrophysics | date = 2000 | volume = 353 | pages = 163–176 |bibcode = 2000A&A...353..163N }}</ref>

Такие звёзды вдвойне редкие, поскольку они очень массивные, изначально представляют собой горячие звёзды спектрального класса O главной последовательности с массой более 15 масс Солнца, а также они проводят всего лишь несколько тысяч лет на неустойчивой стадии жёлтой звезды. На самом деле, сложно объяснить даже наличие такого малого числа наблюдаемых жёлтых гипергигантов по сравнению с числом красных сверхгигантов примерно той же светимости в рамках простых моделей звёздной эволюции. Наиболее яркие красные сверхгиганты могут проходить через несколько [[Голубая петля|голубых петель]], что приводит к потере значительной части атмосферы, но при этом могут не достигнуть стадии голубых сверхгигантов. Также некоторые выглядящие как жёлтые гипергиганты звёзды могут являться более горячими объектами, такими как яркие голубые переменные, обладающие холодной псевдофотосферой.<ref name=stothers/>

Недавние открытия сверхновых, образованных голубыми сверхгигантами, также привело к возникновению вопроса о том, могут ли звёзды взрываться непосредственно на стадии жёлтых гипергигантов.<ref name=supernova>{{Cite journal | last1 = Langer | first1 = N. | last2 = Norman | first2 = C. A. | last3 = De Koter | first3 = A. | last4 = Vink | first4 = J. S. | last5 = Cantiello | first5 = M. | last6 = Yoon | first6 = S. -C. | doi = 10.1051/0004-6361:20078482 | title = Pair creation supernovae at low and high redshift | journal = Astronomy and Astrophysics | volume = 475 | issue = 2 | pages = L19 | year = 2007 | pmid = | pmc = |arxiv = 0708.1970 |bibcode = 2007A&A...475L..19L }}</ref> Был открыт десяток жёлтых сверхгигантов, возможных предшественников сверхновых, но все они обладают слишком малой массой и светимостью, чтобы их можно было отнести к гипергигантам.<ref name=progenitors>{{Cite journal | last1 = Georgy | first1 = C. | doi = 10.1051/0004-6361/201118372 | title = Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants? | journal = Astronomy & Astrophysics | volume = 538 | pages = L8–L2 | year = 2012 | pmid = | pmc = |arxiv = 1111.7003 |bibcode = 2012A&A...538L...8G }}</ref><ref name=20011dh>{{Cite journal | last1 = Maund | first1 = J. R. | last2 = Fraser | first2 = M. | last3 = Ergon | first3 = M. | last4 = Pastorello | first4 = A. | last5 = Smartt | first5 = S. J. | last6 = Sollerman | first6 = J. | last7 = Benetti | first7 = S. | last8 = Botticella | first8 = M. -T. | last9 = Bufano | first9 = F. | last10 = Danziger | doi = 10.1088/2041-8205/739/2/L37 | first10 = I. J. | last11 = Kotak | first11 = R. | last12 = Magill | first12 = L. | last13 = Stephens | first13 = A. W. | last14 = Valenti | first14 = S. | title = The Yellow Supergiant Progenitor of the Type II Supernova 2011dh in M51| journal = The Astrophysical Journal | volume = 739 | issue = 2 | pages = L37 | year = 2011 | pmid = | pmc = |arxiv = 1106.2565 |bibcode = 2011ApJ...739L..37M }}</ref> [[SN 2013cu]] представляет собой сверхновую типа IIb, чей предшественник наблюдался непосредственно. Это звезда на поздней стадии эволюции, с температурой около 8000K и сильной потерей богатого гелием и азотом вещества. Хотя светимость объекта неизвестна, только жёлтый гипергигант или яркая голубая переменная в режиме выброса могут иметь такие свойства.<ref>{{cite journal|doi = 10.1051/0004-6361/201424852|journal = Astronomy & Astrophysics|volume = 572|pages = L11|year = 2014|last1 = Groh|first1 = Jose H.|title = Early-time spectra of supernovae and their precursor winds|bibcode = 2014A&A...572L..11G|arxiv = 1408.5397 }}</ref>

Современные модели предполагают, что звёзды в определённом диапазоне массы и скорости вращения могут взрываться в виде сверхновых и больше никогда не смогут стать голубыми сверхгигантами,но многие звёзды смогут пройти через "жёлтую пустоту" и стать маломассивными яркими голубыми переменными или [[Звезда Вольфа — Райе|звёздами Вольфа-Райе]].<ref name=lbv>{{Cite journal | last1 = Smith | first1 = N. | last2 = Vink | first2 = J. S. | last3 = De Koter | first3 = A. | title = The Missing Luminous Blue Variables and the Bistability Jump | doi = 10.1086/424030 | journal = The Astrophysical Journal | volume = 615 | issue = 1 | pages = 475–484 | year = 2004 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/0407202 |bibcode = 2004ApJ...615..475S }}</ref> Более массивные звёзды, а также те, у которых вследствие вращения или свойств металличности высокий темп потери массы, в своей эволюции пройдут через стадию жёлтого гипергиганта в сторону более высоких температур до коллапса ядра.<ref name=chieffy>{{cite journal|doi=10.1088/0004-637X/764/1/21|title=Pre-Supernova Evolution of Rotating Solar Metallicity Stars in the Mass Range 13-120M☉And Their Explosive Yields|journal=The Astrophysical Journal|volume=764|issue=1|pages=21|year=2013|last1=Chieffi|first1=Alessandro|last2=Limongi|first2=Marco|bibcode=2013ApJ...764...21C}}</ref>

== Строение ==
[[Image:Fried Egg Nebula.jpg|thumb|left|[[IRAS 17163-3907]] является жёлтым гипергигантом с оболочкой из выброшенного вещества.]]
Согласно имеющимся в настоящее время физическим моделям звёзд, жёлтый гипергигант должен обладать конвективным ядром, окружённым [[Зона лучистого переноса|зоной лучистого переноса]]. Для сравнения, звезда типа Солнца состоит из зоны лучистого переноса около ядра и конвективной оболочки.<ref name=convection>{{Cite journal | last1 = Fadeyev | first1 = Y. A. | title = Pulsational instability of yellow hypergiants | doi = 10.1134/S1063773711060016 | journal = Astronomy Letters | volume = 37 | issue = 6 | pages = 403–413 | year = 2011 | pmid = | pmc = |arxiv = 1102.3810 |bibcode = 2011AstL...37..403F }}</ref> Вследствие крайне высокой светимости и особенностей внутренней структуры<ref name=structure>{{cite journal|bibcode=1998RvMA...11...57L|title=Massive Stars: The Pre-Supernova Evolution of Internal and Circumstellar Structure|journal=Reviews in Modern Astronomy 11: Stars and Galaxies|editor=Reinhard E. Schielicke |location=Hamburg|volume=11|pages=57|last1=Langer|first1=Norbert|last2=Heger|first2=Alexander|last3=García-Segura|first3=Guillermo|date=1998}}</ref> жёлтые гипергиганты испытывают сильную потерю массы<ref name=massloss>{{Cite journal | last1 = Dinh-v-Trung | last2 = Muller | first2 = S. B. | last3 = Lim | first3 = J. | last4 = Kwok | first4 = S. | last5 = Muthu | first5 = C. | title = Probing the Mass-Loss History of the Yellow Hypergiant IRC+10420 | doi = 10.1088/0004-637X/697/1/409 | journal = The Astrophysical Journal | volume = 697 | issue = 1 | pages = 409–419 | year = 2009 | pmid = | pmc = |arxiv = 0903.3714 |bibcode = 2009ApJ...697..409D }}</ref> и обычно окружены оболочками из выброшенного вещества. Примером такой туманности можно считать [[IRAS 17163-3907]], звезда в которой выбросила в окружающее пространство несколько масс Солнца вещества всего за несколько столетий.<ref name=egg>{{Cite journal | last1 = Lagadec | first1 = E. | last2 = Zijlstra | first2 = A. A. | last3 = Oudmaijer | first3 = R. D. | last4 = Verhoelst | first4 = T. | last5 = Cox | first5 = N. L. J. | last6 = Szczerba | first6 = R. | last7 = Mékarnia | first7 = D. | last8 = Van Winckel | first8 = H. | doi = 10.1051/0004-6361/201117521 | title = A double detached shell around a post-red supergiant: IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula | journal = Astronomy & Astrophysics | volume = 534 | pages = L10 | year = 2011 | pmid = | pmc = |arxiv = 1109.5947 |bibcode = 2011A&A...534L..10L }}</ref>

Жёлтый гипергигант представляет собой ожидаемую стадию эволюции звезды, поскольку большинство красных сверхгигантов эволюционируют в голубую сторону, но также этот тип объектов может представлять собой отдельный вид звёзд. Яркие голубые переменные в ходе вспышек обладают настолько плотным [[Звёздный ветер|звёздным ветром]], что он может образовать псевдофотосферу, вследствие чего весь объект выглядит как более крупная холодная звезда, несмотря на то, что сам голубой сверхгигант под оболочкой не меняется сушественно. У таких объектов температура заключена в малой области около 8000K. Также при температуре около 21000 K ветер от голубого сверхгиганта становится настолько плотным, что также формирует более холодную псевдофотосферу.<ref name=pseudo>{{Cite journal | last1 = Benaglia | first1 = P. | last2 = Vink | first2 = J. S. | last3 = Martí | first3 = J. | last4 = Maíz Apellániz | first4 = J. | last5 = Koribalski | first5 = B. | last6 = Crowther | first6 = P. A. | doi = 10.1051/0004-6361:20077139 | title = Testing the predicted mass-loss bi-stability jump at radio wavelengths | journal = Astronomy and Astrophysics | volume = 467 | issue = 3 | pages = 1265 | year = 2007 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/0703577 |bibcode = 2007A&A...467.1265B }}</ref>


== Известные жёлтые гипергиганты ==
[[Image:The field around yellow hypergiant star HR 5171.jpg|thumb|right|Жёлтый гипергигант [[HR 5171]] A, наблюдаемый как яркая жёлтая звезда в центре изображения.]]
[[File:Artist’s impression of the yellow hypergiant star HR 5171.ogv|thumb|right|Двойная система с гипергигантом [[HR 5171]] A в представлении художника.]]

* [[Ро Кассиопеи]]
* [[V509 Кассиопеи]]
* [[IRC+10420]] (V1302 Aql)
* [[IRAS 18357-0604]]<ref name=clark2014>{{Cite journal | doi = 10.1051/0004-6361/201322772| title = IRAS 18357-0604 – an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?| journal = Astronomy & Astrophysics| volume = 561| pages = A15| year = 2013| last1 = Clark | first1 = J. S.| last2 = Negueruela | first2 = I.| last3 = González-Fernández | first3 = C.| bibcode = 2014A&A...561A..15C|arxiv = 1311.3956 }}</ref>
* [[V766 Центавра]] (= HR 5171A) (возможно, красный сверхгигант <ref name=wittkowski>{{cite journal|bibcode=2017A&A...597A...9W|arxiv=1610.01927|title=VLTI/AMBER spectro-interferometry of the late-type supergiants V766 Cen (=HR 5171 A), σ Oph, BM Sco, and HD 206859|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=597|pages=A9|last1=Wittkowski|first1=M.|last2=Arroyo-Torres|first2=B.|last3=Marcaide|first3=J. M.|last4=Abellan|first4=F. J.|last5=Chiavassa|first5=A.|last6=Guirado|first6=J. C.|year=2017|doi=10.1051/0004-6361/201629349}}</ref>)
* [[HD 179821]]
* [[IRAS 17163-3907]]
* [[V382 Киля]]
* [[RSGC1-F15]]<ref name=davies>{{cite journal|doi=10.1086/527350|title=The Cool Supergiant Population of the Massive Young Star Cluster RSGC1|journal=The Astrophysical Journal|volume=676|issue=2|pages=1016–1028|year=2008|last1=Davies|first1=Ben|last2=Figer|first2=Don F.|last3=Law|first3=Casey J.|last4=Kudritzki|first4=Rolf‐Peter|last5=Najarro|first5=Francisco|last6=Herrero|first6=Artemio|last7=MacKenty|first7=John W.|bibcode=2008ApJ...676.1016D|arxiv = 0711.4757 }}</ref>

В [[Westerlund 1]]:<ref name=clark>{{Cite journal | last1 = Clark | first1 = J. S. | last2 = Negueruela | first2 = I. | last3 = Crowther | first3 = P. A. | last4 = Goodwin | first4 = S. P. | title = On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1 | doi = 10.1051/0004-6361:20042413 | journal = Astronomy and Astrophysics | volume = 434 | issue = 3 | pages = 949 | year = 2005 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/0504342 |bibcode = 2005A&A...434..949C }}</ref>
* W4
* W8a
* W12a
* W16a
* W32
* W265

В других галактиках:
* [[HD 7583]] (R45 в [[Малое Магелланово Облако|Малом Магеллановом облаке]])<ref name=dejaeger>{{Cite journal | last1 = De Jager | first1 = C. | title = The yellow hypergiants | doi = 10.1007/s001590050009 | journal = Astronomy and Astrophysics Review | volume = 8 | issue = 3 | pages = 145–180 | year = 1998 | pmid = | pmc = |bibcode = 1998A&ARv...8..145D }}</ref>
* [[HD 33579]] (в [[Большое Магелланово Облако|Большом Магеллановом облаке]])
* [[HD 269723]] (R117 в Большом Магеллановом облаке)<ref name="dejaeger"/>
* [[HD 269953]] (R150 в Большом Магеллановом облаке)<ref name="dejaeger"/>
* [[HD 268757]] (R59 в Большом Магеллановом облаке)<ref name="dejaeger"/>
* Variable A (в [[M33]])<ref name=humphreys>{{Cite journal | doi = 10.1088/0004-637X/790/1/48| title = LUMINOUS AND VARIABLE STARS IN M31 AND M33. II. LUMINOUS BLUE VARIABLES, CANDIDATE LBVs, Fe II EMISSION LINE STARS, AND OTHER SUPERGIANTS| journal = The Astrophysical Journal| volume = 790| issue = 1| pages = 48| year = 2014| last1 = Humphreys | first1 = R. M. | last2 = Weis | first2 = K. | last3 = Davidson | first3 = K. | last4 = Bomans | first4 = D. J.| last5 = Burggraf | first5 = B. | bibcode = 2014ApJ...790...48H|arxiv = 1407.2259 }}</ref>
* B324 (в M33)<ref name=humphreys/>

== Примечания ==
{{примечания}}
{{Звёзды}}
{{Переменные звёзды}}
[[Категория:Гипергиганты]]
[[Категория:Классы звёзд]]

Версия от 21:33, 15 ноября 2019

Типы переменных звёзд на диаграмме Герцшпрунга — Рассела населяют область жёлтых гипергигантов над областью цефеид (полоса нестабильности).

Жёлтый гипергигант — массивная звезда с протяжённой атмосферой, принадлежит спектральному классу от A до K, при формировании объекта масса составляет 20–60 масс Солнца, но в процессе эволюции звезда теряет около половины своей массы. Звезды такого типа являются одними из наиболее ярких звёзд, абсолютные звёздные величины находятся в окрестности MV = −9, также это одни из редчайших объектов, в Млечном Пути известно всего около 15 звёзд такого типа, при этом шесть из них находятся в скоплении Westerlund 1. Иногда эти объекты называют холодными гипергигантами в сравнении со звёздами классов O и B, а иногда называют тёплыми гипергигантами в сравнении с красными сверхгигантами.

Классификация

Термин "гипергигант" используется с 1929 года, но первоначально он относился не к тем объектам, которые именуются гипергигантами в настоящее время.[1] Гипергиганты обозначают классом светимости '0', они имеют большую светимость, чем наиболее яркие сверхгиганты класса Ia,[2] хотя гипергигантами их не называли вплоть до конца 1970-х годов.[3] Другим критерием для выделения гипергигантов стал предложенный в 1979 году критерий для некоторых других теряющих массу горячих звёзд высокой светимости,[4] но к более холодным звёздам этот критерий не применялся. В 1991 году звезда Ро Кассиопеи была впервые описана как жёлтый гипергигант,[5] а после обсуждения на конференции Solar physics and astrophysics at interferometric resolution в 1992 году такие объекты было принято выделять в отдельный класс звёзд высокой светимости.[6]

Определение понятия "гипергигант" остаётся смутным, и хотя класс светимости 0 выделен под гипергиганты, они обычно обозначаются классом светимости Ia-0 и Ia+.[7] Высокая светимость определяется по различным особенностям спектра, которые чувствительны к поверхностной гравитации, как, например, ширина линии Hβ в горячих звёздах или бальмеровский скачок в более холодных звёздах. Низкая поверхностная гравитация обычно означает крупный размер звезды и, следовательно, большую светимость.[8] У более холодных звёзд можно использовать силу наблюдаемых линий водорода, такую как, например, линию O I на длине волны 777,4 нм, для калибровки светимости звезды.[9]

Одним из используемых для определения жёлтых гипергигантов астрофизических методов является так называемый критерий Кинан-Смолински. Все линии поглощения должны быть существенно уширены,в большей степени, чем у ярких сверхгигантов, а также должны быть свидетельства сильной потери массы. Также, должен наблюдаться хотя бы один компонент уширенной линии Hα. При этом профиль Hα может быть очень сложным, обычно наблюдаются как мощные эмиссионные линии, так и линии поглощения.[10]

Термин "жёлтый гипергигант" усложнён ещё и тем, что объекты такого типа называют как холодными гипергигантами, так и тёплыми гипергигантами, в зависимости от контекста. Холодными гипергигантами называют все достаточно яркие и неустойчивые звёзды холоднее голубых гипергигантов и ярких голубых переменных, включая как жёлтые, так и красные гипергиганты.[11] Понятие "тёплый гипергигант" использовалось для очень ярких звёзд спектральных классов A и Fв галактиках M31 и M33, не являющихся яркими голубыми переменными,[12] а также для жёлтых гипергигантов в целом.[13]

Характеристики

Кривая блеска для ρ Кассиопеи в видимом диапазоне с 1933 года до 2015 года

Жёлтые гипергиганты занимают область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела над полосой нестабильности, и представляют собой область, населённую всего несколькими звёздами, при этом обычно неустойчивыми. По спектрам и температурам звёзды находятся в диапазоне A0-K2 и 4000-8000K. Область ограничена сверху по температуре так называемой "Жёлтой эволюционной пустотой" (англ. Yellow Evolutionary Void), где звёзды при данной светимости становятся очень неустойчивыми и теряют большое количество массы. "Жёлтая эволюционная пустота" разделяет жёлтые гипергиганты и яркие голубые переменные, хотя жёлтые гипергиганты при максимуме температуры и яркие голубые переменные при минимуме температуры могут обладать примерно одинаковой температурой 8000 K. На нижней границе по температуре жёлтые гипергиганты и красные сверхгиганты становится сложно отличить друг от друга; RW Цефея (4500 K, 555 000 L0) является примером звезды, имеющей одновременно характеристики как жёлтых гипергигантов, так и красных сверхгигантов.[14][15]

Жёлтые гипергиганты обладают довольно узким диапазоном светимостей выше 300 000 L0 (например, V382 Киля обладает светимостью 316 000) L0 и ниже предела Хамфри-Дэвидсона при светимостях около 600 000 L0. Максимум излучения приходится на середину видимой части спектра, при этом объекты являются наиболее яркими звёздами с абсолютными звёздными величинами около -9 или -9,5 .[5]

Объекты крупные и довольно неустойчивые, при этом обладают низкой поверхностной гравитацией. Жёлтые сверхгиганты обладают поверхностной гравитацией (log g) ниже 2, а жёлтые гипергиганты обладают log g около 0. Также они нерегулярно пульсируют, что создаёт малые вариации в температуре и блеске. Это приводит к возникновению очень большой потери массы, а вокруг таких звёзд часто возникают туманности.[16] Иногда крупные вспышки могут на какое-то время привести к закрыванию звезды.[17]

Жёлтые гипергиганты формируются из массивных звёзд после того, как они в результате эволюции уходят с главной последовательности. Большинство наблюдаемых жёлтых гипергигантов прошло через фазу красных сверхгигантов и эволюционирует обратно в сторону больших температур, однако несколько таких звёзд наблюдались на короткой стадии первого перехода от главной последовательности к красным сверхгигантам. Сверхгиганты с начальной массой менее 20 масс Солнца взорвутся в виде сверхновой, а звёзды с начальной массой более 60 масс Солнца никогда не охладятся ниже температур голубых сверхгигантов. Точный диапазон масс зависит от металличности и скорости вращения.[18] Жёлтые гипергиганты, охлаждающиеся в первый раз, могут обладать массой до 60 M⊙ и больше,[15] а звёзды после ветви красных сверхгигантов потеряют около половины своей изначальной массы.[19]

С точки зрения химического состава, большинство жёлтых гипергигантов обладает высоким содержанием азота и натрия на поверхности, а также других тяжёлых элементов. Углерод и кислород почти отсутствуют, а содержание гелия повышено, как и ожидается для звёзд, прошедших стадию главной последовательности.

Эволюция

Жёлтые гипергиганты уже ушли с главной последовательности и исчерпали запас водорода в ядрах. Большинство жёлтых гипергигантов считается звездами, прошедшими фазу красных сверхгигантов,[14] а более устойчивые и менее яркие жёлтые сверхгиганты считаются эволюционирующими в сторону красных сверхгигантов впервые. Например, существуют значимые свидетельства в пользу того, что ярчайший из жёлтых сверхгигантов, HD 33579, расширяется и переходит из стадии голубых сверхгигантов на стадию красного сверхгиганта.[15]

Такие звёзды вдвойне редкие, поскольку они очень массивные, изначально представляют собой горячие звёзды спектрального класса O главной последовательности с массой более 15 масс Солнца, а также они проводят всего лишь несколько тысяч лет на неустойчивой стадии жёлтой звезды. На самом деле, сложно объяснить даже наличие такого малого числа наблюдаемых жёлтых гипергигантов по сравнению с числом красных сверхгигантов примерно той же светимости в рамках простых моделей звёздной эволюции. Наиболее яркие красные сверхгиганты могут проходить через несколько голубых петель, что приводит к потере значительной части атмосферы, но при этом могут не достигнуть стадии голубых сверхгигантов. Также некоторые выглядящие как жёлтые гипергиганты звёзды могут являться более горячими объектами, такими как яркие голубые переменные, обладающие холодной псевдофотосферой.[14]

Недавние открытия сверхновых, образованных голубыми сверхгигантами, также привело к возникновению вопроса о том, могут ли звёзды взрываться непосредственно на стадии жёлтых гипергигантов.[20] Был открыт десяток жёлтых сверхгигантов, возможных предшественников сверхновых, но все они обладают слишком малой массой и светимостью, чтобы их можно было отнести к гипергигантам.[21][22] SN 2013cu представляет собой сверхновую типа IIb, чей предшественник наблюдался непосредственно. Это звезда на поздней стадии эволюции, с температурой около 8000K и сильной потерей богатого гелием и азотом вещества. Хотя светимость объекта неизвестна, только жёлтый гипергигант или яркая голубая переменная в режиме выброса могут иметь такие свойства.[23]

Современные модели предполагают, что звёзды в определённом диапазоне массы и скорости вращения могут взрываться в виде сверхновых и больше никогда не смогут стать голубыми сверхгигантами,но многие звёзды смогут пройти через "жёлтую пустоту" и стать маломассивными яркими голубыми переменными или звёздами Вольфа-Райе.[24] Более массивные звёзды, а также те, у которых вследствие вращения или свойств металличности высокий темп потери массы, в своей эволюции пройдут через стадию жёлтого гипергиганта в сторону более высоких температур до коллапса ядра.[25]

Строение

IRAS 17163-3907 является жёлтым гипергигантом с оболочкой из выброшенного вещества.

Согласно имеющимся в настоящее время физическим моделям звёзд, жёлтый гипергигант должен обладать конвективным ядром, окружённым зоной лучистого переноса. Для сравнения, звезда типа Солнца состоит из зоны лучистого переноса около ядра и конвективной оболочки.[26] Вследствие крайне высокой светимости и особенностей внутренней структуры[27] жёлтые гипергиганты испытывают сильную потерю массы[28] и обычно окружены оболочками из выброшенного вещества. Примером такой туманности можно считать IRAS 17163-3907, звезда в которой выбросила в окружающее пространство несколько масс Солнца вещества всего за несколько столетий.[29]

Жёлтый гипергигант представляет собой ожидаемую стадию эволюции звезды, поскольку большинство красных сверхгигантов эволюционируют в голубую сторону, но также этот тип объектов может представлять собой отдельный вид звёзд. Яркие голубые переменные в ходе вспышек обладают настолько плотным звёздным ветром, что он может образовать псевдофотосферу, вследствие чего весь объект выглядит как более крупная холодная звезда, несмотря на то, что сам голубой сверхгигант под оболочкой не меняется сушественно. У таких объектов температура заключена в малой области около 8000K. Также при температуре около 21000 K ветер от голубого сверхгиганта становится настолько плотным, что также формирует более холодную псевдофотосферу.[30]


Известные жёлтые гипергиганты

Жёлтый гипергигант HR 5171 A, наблюдаемый как яркая жёлтая звезда в центре изображения.
Двойная система с гипергигантом HR 5171 A в представлении художника.

В Westerlund 1:[34]

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

В других галактиках:

Примечания

  1. ↑ Wallenquist, Aå (1929). "An attempt to determine the mean masses of the stars in the globular cluster M 3". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 5: 67. Bibcode:1929BAN.....5...67W.
  2. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification". Chicago. Bibcode:1943assw.book.....M.
  3. ↑ De Jager, Cornelis. The Main Observational Characteristics of the Most Luminous Stars // The Brightest Stars. — 1980. — P. 18–56. — ISBN 978-90-277-1110-6. — doi:10.1007/978-94-009-9030-2_2.
  4. ↑ Llorente De Andres, F.; Lamers, H. J. G. L. M.; Muller, E. A. (1979). "Line Blocking in the Near Ultraviolet Spectrum of Early-Type Stars - Part Two - the Dependence on Spectral Type and Luminosity for Normal Stars". Astronomy and Astrophysics Supplement. 38: 367. Bibcode:1979A&AS...38..367L.
  5. ↑ 1 2 Zsoldos, E.; Percy, J. R. (1991). "Photometry of yellow semiregular variables - Rho Cassiopeiae". Astronomy and Astrophysics. 246: 441. Bibcode:1991A&A...246..441Z. ISSN 0004-6361.
  6. ↑ De Jager, Cornelis; Nieuwenhuijzen, Hans (1992). "Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability". In ESA. 344: 109. Bibcode:1992ESASP.344..109D.
  7. ↑ Achmad, L.; Lamers, H. J. G. L. M.; Nieuwenhuijzen, H.; Van Genderen, A. M. (1992). "A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)". Astronomy and Astrophysics. 259: 600. Bibcode:1992A&A...259..600A. ISSN 0004-6361.
  8. ↑ Napiwotzki, R.; Schoenberner, D.; Wenske, V. (1993). "On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry". Astronomy and Astrophysics. 268: 653. Bibcode:1993A&A...268..653N. ISSN 0004-6361.
  9. ↑ Arellano Ferro, A.; Giridhar, S.; Rojo Arellano, E. (2003). "A Revised Calibration of the MV-W(O I 7774) Relationship using Hipparcos Data: Its Application to Cepheids and Evolved Stars". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 39: 3. arXiv:astro-ph/0210695. Bibcode:2003RMxAA..39....3A.
  10. ↑ 1 2 3 4 5 De Jager, C. (1998). "The yellow hypergiants". Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145—180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009.
  11. ↑ Lobel, A.; De Jager, K.; Nieuwenhuijzen, H. (2013). "Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void". 370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a Conference Held 2–5 April. 470: 167. Bibcode:2013ASPC..470..167L.
  12. ↑ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Grammer, Skyler; Kneeland, Nathan; Martin, John C.; Weis, Kerstin; Burggraf, Birgitta (2013). "Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution". The Astrophysical Journal. 773 (1): 46. arXiv:1305.6051. Bibcode:2013ApJ...773...46H. doi:10.1088/0004-637X/773/1/46.
  13. ↑ Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta M.; Jones, Terry J.; Marengo, Massimo; Gehrz, Robert D.; Helton, L. Andrew; Hoffmann, William F.; Skemer, Andrew J.; Hinz, Philip M. (2016). "Searching for Cool Dust in the Mid-to-far Infrared: The Mass-loss Histories of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ρ Cas". The Astronomical Journal. 151 (3): 51. arXiv:1512.01529. Bibcode:2016AJ....151...51S. doi:10.3847/0004-6256/151/3/51.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  14. ↑ 1 2 3 Stothers, R. B.; Chin, C. W. (2001). "Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars". The Astrophysical Journal. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ...560..934S. doi:10.1086/322438.
  15. ↑ 1 2 3 Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C (2000). "Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420". Astronomy and Astrophysics. 353: 163—176. Bibcode:2000A&A...353..163N.
  16. ↑ Lobel, A.; Israelian, G.; de Jager, C.; Musaev, F.; Parker, J. W.; Mavrogiorgou, A. (1998). "The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae". Astronomy and Astrophysics. 330: 659—675. Bibcode:1998A&A...330..659L.
  17. ↑ Lobel; Stefanik; Torres; Davis; Ilyin; Rosenbush (2003). "Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae". Stars as Suns : Activity. 219: 903. arXiv:astro-ph/0312074. Bibcode:2004IAUS..219..903L.
  18. ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). "Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death". Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906.
  19. ↑ Gesicki, K. (1992). "A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae". Astronomy and Astrophysics. 254: 280. Bibcode:1992A&A...254..280G.
  20. ↑ Langer, N.; Norman, C. A.; De Koter, A.; Vink, J. S.; Cantiello, M.; Yoon, S. -C. (2007). "Pair creation supernovae at low and high redshift". Astronomy and Astrophysics. 475 (2): L19. arXiv:0708.1970. Bibcode:2007A&A...475L..19L. doi:10.1051/0004-6361:20078482.
  21. ↑ Georgy, C. (2012). "Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?". Astronomy & Astrophysics. 538: L8—L2. arXiv:1111.7003. Bibcode:2012A&A...538L...8G. doi:10.1051/0004-6361/201118372.
  22. ↑ Maund, J. R.; Fraser, M.; Ergon, M.; Pastorello, A.; Smartt, S. J.; Sollerman, J.; Benetti, S.; Botticella, M. -T.; Bufano, F.; Danziger, I. J.; Kotak, R.; Magill, L.; Stephens, A. W.; Valenti, S. (2011). "The Yellow Supergiant Progenitor of the Type II Supernova 2011dh in M51". The Astrophysical Journal. 739 (2): L37. arXiv:1106.2565. Bibcode:2011ApJ...739L..37M. doi:10.1088/2041-8205/739/2/L37.
  23. ↑ Groh, Jose H. (2014). "Early-time spectra of supernovae and their precursor winds". Astronomy & Astrophysics. 572: L11. arXiv:1408.5397. Bibcode:2014A&A...572L..11G. doi:10.1051/0004-6361/201424852.
  24. ↑ Smith, N.; Vink, J. S.; De Koter, A. (2004). "The Missing Luminous Blue Variables and the Bistability Jump". The Astrophysical Journal. 615 (1): 475—484. arXiv:astro-ph/0407202. Bibcode:2004ApJ...615..475S. doi:10.1086/424030.
  25. ↑ Chieffi, Alessandro; Limongi, Marco (2013). "Pre-Supernova Evolution of Rotating Solar Metallicity Stars in the Mass Range 13-120M☉And Their Explosive Yields". The Astrophysical Journal. 764 (1): 21. Bibcode:2013ApJ...764...21C. doi:10.1088/0004-637X/764/1/21.
  26. ↑ Fadeyev, Y. A. (2011). "Pulsational instability of yellow hypergiants". Astronomy Letters. 37 (6): 403—413. arXiv:1102.3810. Bibcode:2011AstL...37..403F. doi:10.1134/S1063773711060016.
  27. ↑ Langer, Norbert; Heger, Alexander; García-Segura, Guillermo (1998). Reinhard E. Schielicke (ed.). "Massive Stars: The Pre-Supernova Evolution of Internal and Circumstellar Structure". Reviews in Modern Astronomy 11: Stars and Galaxies. Hamburg. 11: 57. Bibcode:1998RvMA...11...57L.
  28. ↑ Dinh-v-Trung; Muller, S. B.; Lim, J.; Kwok, S.; Muthu, C. (2009). "Probing the Mass-Loss History of the Yellow Hypergiant IRC+10420". The Astrophysical Journal. 697 (1): 409—419. arXiv:0903.3714. Bibcode:2009ApJ...697..409D. doi:10.1088/0004-637X/697/1/409.
  29. ↑ Lagadec, E.; Zijlstra, A. A.; Oudmaijer, R. D.; Verhoelst, T.; Cox, N. L. J.; Szczerba, R.; Mékarnia, D.; Van Winckel, H. (2011). "A double detached shell around a post-red supergiant: IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula". Astronomy & Astrophysics. 534: L10. arXiv:1109.5947. Bibcode:2011A&A...534L..10L. doi:10.1051/0004-6361/201117521.
  30. ↑ Benaglia, P.; Vink, J. S.; Martí, J.; Maíz Apellániz, J.; Koribalski, B.; Crowther, P. A. (2007). "Testing the predicted mass-loss bi-stability jump at radio wavelengths". Astronomy and Astrophysics. 467 (3): 1265. arXiv:astro-ph/0703577. Bibcode:2007A&A...467.1265B. doi:10.1051/0004-6361:20077139.
  31. ↑ Clark, J. S.; Negueruela, I.; González-Fernández, C. (2013). "IRAS 18357-0604 – an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?". Astronomy & Astrophysics. 561: A15. arXiv:1311.3956. Bibcode:2014A&A...561A..15C. doi:10.1051/0004-6361/201322772.
  32. ↑ Wittkowski, M.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, J. M.; Abellan, F. J.; Chiavassa, A.; Guirado, J. C. (2017). "VLTI/AMBER spectro-interferometry of the late-type supergiants V766 Cen (=HR 5171 A), σ Oph, BM Sco, and HD 206859". Astronomy & Astrophysics. 597: A9. arXiv:1610.01927. Bibcode:2017A&A...597A...9W. doi:10.1051/0004-6361/201629349.
  33. ↑ Davies, Ben; Figer, Don F.; Law, Casey J.; Kudritzki, Rolf‐Peter; Najarro, Francisco; Herrero, Artemio; MacKenty, John W. (2008). "The Cool Supergiant Population of the Massive Young Star Cluster RSGC1". The Astrophysical Journal. 676 (2): 1016—1028. arXiv:0711.4757. Bibcode:2008ApJ...676.1016D. doi:10.1086/527350.
  34. ↑ Clark, J. S.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Goodwin, S. P. (2005). "On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1". Astronomy and Astrophysics. 434 (3): 949. arXiv:astro-ph/0504342. Bibcode:2005A&A...434..949C. doi:10.1051/0004-6361:20042413.
  35. ↑ 1 2 Humphreys, R. M.; Weis, K.; Davidson, K.; Bomans, D. J.; Burggraf, B. (2014). "LUMINOUS AND VARIABLE STARS IN M31 AND M33. II. LUMINOUS BLUE VARIABLES, CANDIDATE LBVs, Fe II EMISSION LINE STARS, AND OTHER SUPERGIANTS". The Astrophysical Journal. 790 (1): 48. arXiv:1407.2259. Bibcode:2014ApJ...790...48H. doi:10.1088/0004-637X/790/1/48.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Жёлтый_гипергигант&oldid=103350659