YaChudo

Гіпергігант

Переглядів: 0. Оновлено 09.11.2026.

Гіпергіганти

Гіпергігант — дуже рідкісний тип зір із надзвичайно високими світністю, масою, розмірами та швидкістю втрати маси через потужні зоряні вітри. Такі зорі розташовані у верхній частині діаграми Герцшпрунга — Рассела.

Термін «гіпергігант» визначають як клас світності 0 (нуль) за єркською класифікацією. Однак це позначення рідко трапляється в літературі або в опублікованих спектральних класифікаціях, за винятком окремих добре визначених груп, таких як жовті гіпергіганти, червоні надгіганти або блакитні надгіганти типу B(e) з емісійними спектрами. Частіше гіпергіганти відносять до класів Ia-0 або Ia+, хоча червоні надгіганти рідко отримують такі спектральні класифікації.

Відомими прикладами гіпергігантів є зоря Пістолет (блакитний гіпергігант поблизу галактичного центру та одна з найяскравіших відомих зір), ρ Кассіопеї (жовтий гіпергігант, одна з найяскравіших зір, видимих неозброєним оком) і μ Цефея (одна з найбільших і найяскравіших відомих зір).

Походження та визначення

1956 року астрономи Фіст і Таккерей використали термін «наднадгігант» (пізніше замінений на «гіпергігант») для позначення зір з абсолютною зоряною величиною яскравішою за MV = −7 (болометрична зоряна величина MBol буде більшою для дуже холодних і дуже гарячих зір, наприклад щонайменше −9.7 для гіпергіганта спектрального класу B0). У 1971 році Кінан запропонував застосовувати цей термін лише до надгігантів, які демонструють принаймні одну широку емісійну компоненту в лінії Hα, що свідчить про розширену зоряну атмосферу або відносно високу швидкість втрати маси. Нині критерій Кінана є найпоширенішим серед науковців[1], тому можлива ситуація, коли зоря-надгігант має більшу світність, ніж гіпергігант того самого спектрального класу.

Формування

Порівняння (зліва направо) зоря Пістолет, ρ Кассіопеї, Бетельгейзе та VY Великого Пса. Блакитне півкільце позначає орбіту Нептуна для порівняння розмірів.

Зорі з початковою масою понад приблизно 25 M☉ швидко залишають головну послідовність і дещо збільшують світність, перетворюючись на блакитні надгіганти. Далі вони охолоджуються й розширюються за майже сталої світності, стаючи червоними надгігантами, після чого стискаються та підвищують температуру, втрачаючи зовнішні шари. Вони можуть «коливатися», здійснюючи один або кілька «блакитних петель», зберігаючи відносно сталу світність, аж допоки не вибухнуть як наднова або повністю не скинуть свої зовнішні оболонки, перетворившись на зорю Вольфа — Рає. Зорі з початковою масою понад приблизно 40 M☉ настільки яскраві, що не можуть утворити стабільну розширену атмосферу, тому вони ніколи не охолоджуються настільки, щоб стати червоними надгігантами. Наймасивніші зорі, особливо ті, що швидко обертаються й мають посилену конвекцію та перемішування, можуть оминути ці стадії та безпосередньо перейти до стадії зорі Вольфа — Рає.

Це означає, що зорі у верхній частині діаграми Герцшпрунга — Рассела, де розташовані гіпергіганти, або щойно зійшли з головної послідовності й усе ще мають велику масу, або перебувають на пізнішій еволюційній стадії й уже втратили істотну частку своєї початкової маси; ці об'єкти не можна розрізнити лише за світністю та температурою. Масивні зорі з високою часткою збереженого водню є стабільнішими, тоді як старіші зорі з меншою масою й більшою часткою важких елементів мають менш стабільні атмосфери через зростання тиску випромінювання й ослаблення гравітаційного притягання. Саме такі об'єкти вважають гіпергігантами, близькими до межі Еддінгтона зі швидкою втратою маси.

Вважають, що жовті гіпергіганти зазвичай слідують за стадією червоних надгігантів, які вже втратили більшу частину своєї атмосфери та водню. Відомо кілька стабільніших масивних жовтих надгігантів із приблизно такою самою світністю. Імовірно, вони еволюціонують у напрямку до стадії червоного надгіганта, але такі об'єкти трапляються рідко, оскільки цей перехід має відбуватися швидко. Оскільки жовті гіпергіганти утворюються з червоних надгігантів, існує досить жорстка верхня межа їхньої світності — близько 500 000—750 000 L☉, тоді як блакитні гіпергіганти можуть бути значно яскравішими — іноді до кількох мільйонів L☉.

Майже всі гіпергіганти демонструють змінність світності з часом через нестабільності у своїх надрах, але ці зміни невеликі, за винятком двох окремих областей нестабільності, де розташовані яскраві блакитні змінні та жовті гіпергіганти. Через велику масу тривалість життя гіпергігантів дуже коротка за астрономічними мірками: лише кілька мільйонів років (порівняно з понад 10 мільярдами років для Сонця). Гіпергіганти утворюються лише в найбільших і найщільніших регіонах зореутворення, і через короткий час життя відомо лише невелику їх кількість, попри надзвичайну світність, яка дозволяє виявляти їх навіть у сусідніх галактиках. Тривалість деяких фаз, таких як яскраві блакитні змінні, може становити лише кілька тисяч років[2][3].

Стабільність

Велика туманність у Кілі, що оточує η Кіля

Оскільки світність зір різко зростає зі збільшенням маси, світність гіпергігантів часто лежить дуже близько до межі Еддінгтона — такої світності, за якої тиск випромінювання, що виштовхує атмосферу зорі назовні, урівноважує силу гравітації, яка тягне її всередину. Це означає, що потік випромінювання, який проходить через фотосферу гіпергіганта, може бути майже достатнім, щоб виштовхнути фотосферу. Вище межі Еддінгтона зоря генерувала б настільки потужне випромінювання, що її зовнішні шари викидалися б у вигляді масивних спалахів. Це фактично обмежує можливість зорі тривалий час світити зі ще більшою світністю.

Добрим кандидатом на наявність вітру, зумовленого випромінюванням у континуумі, є Ета Кіля — одна з наймасивніших відомих зір. За оцінками, її маса становить близько 130 сонячних мас, а світність перевищує світність Сонця у 4 мільйони разів. Припускають, що Ета Кіля може іноді перевищувати межу Еддінгтона[4]. Востаннє це могло статися під час серії спалахів у 1840—1860 роках, коли швидкість втрати маси значно перевищувала сучасні теоретичні оцінки для зоряних вітрів[5].

На відміну від зоряних вітрів, що виникають через поглинання світла зорі великою кількістю вузьких спектральних ліній, прискорення континуумом випромінювання не потребує наявності у фотосфері атомів «металів» (інших атомів, окрім водню й гелію, які мають небагато таких ліній). Це важливо, оскільки більшість масивних зір також бідні на метали, отже ефект має діяти незалежно від металічності. За тією ж логікою, прискорення континуумом може визначати верхню межу мас навіть для зір населення III — першого покоління зір після Великого вибуху, які взагалі не містили металів.

Інша гіпотеза для пояснення потужних спалахів, наприклад у η Кіля, полягає в ідеї гідродинамічного вибуху в зорі на великій глибині, який зриває частину зовнішніх шарів зорі. Згідно з нею, навіть за світності нижче межі Еддінгтона зоря може мати недостатню конвекцію у внутрішніх шарах, що призводить до інверсії густини й потенційно до потужного вибуху. Однак цю гіпотезу досліджено недостатньо, і залишається незрозумілим, чи може це справді відбуватися[6].

Ще одна гіпотеза, пов'язана з гіпергігантами, передбачає можливість утворення псевдофотосфери — сферичної оптично щільної поверхні, яка насправді формується зоряним вітром, а не є справжньою поверхнею зорі. Така псевдофотосфера була б значно холоднішою за глибші шари під щільним потоком речовини, що відтікає назовні. Цю ідею висунули для пояснення «відсутніх» яскравих блакитних змінних проміжної світності та наявності жовтих гіпергігантів із приблизно такою самою світністю, але нижчими температурами. У цьому випадку жовті гіпергіганти фактично є яскравими блакитними змінними, у яких сформувалася псевдофотосфера, що створює враження нижчої температури[7].

Зв'язки з Ofpe, WNL, яскравими блакитними змінними та іншими надгігантами

Гіпергіганти — це певна стадія еволюції зір великої маси, але вони розташовані в тих самих або близьких областях діаграми Герцшпрунга — Рассела, що й деякі зорі інших типів. Не завжди зрозуміло, чи різні типи відображають зорі з різними початковими умовами, зорі на різних етапах еволюції, чи це лише наслідок особливостей спостережень, і потрібні детальні астрофізичні моделі, щоб розрізнити між цими типами[8][9].

Хоча більшість надгігантів менш яскраві, ніж гіпергіганти з подібною температурою, деякі з них потрапляють у той самий діапазон світностей[10]. Звичайні надгіганти, на відміну від гіпергігантів, часто не мають сильних емісійних ліній водню, а розширені спектральні лінії в гіпергігантів свідчать про значну втрату маси.

Верхня частина діаграми Герцшпрунга — Рассела, що показує розташування смуги нестабільності змінних типу S Золотої Риби й області спалахів яскравих блакитних змінних. Головна послідовність — тонка похила лінія внизу ліворуч.

Яскраві блакитні змінні — це клас дуже яскравих гарячих зір, які демонструють характерні спектральні зміни. Зазвичай вони перебувають у «спокійній» області, де гарячіші зорі мають більшу світність, але періодично зазнають потужних поверхневих спалахів і переходять у вузьку область, де зорі з різною світністю мають приблизно однакову температуру — близько 8000 К[11]. Ця «активна» область лежить поблизу гарячого краю нестабільної «порожнечі», де розташовані жовті гіпергіганти, частково перекриваючись з нею. Невідомо, чи здатні жовті гіпергіганти подолати цю область нестабільності та перетворитися на яскраві блакитні змінні, чи вони вибухають як наднові[12][13].

Блакитні гіпергіганти займають ті самі області діаграми Герцшпрунга — Рассела, що й яскраві блакитні змінні, але не обов'язково проявляють змінність. Деякі, але не всі яскраві блакитні змінні, принаймні інколи мають спектри, характерні для гіпергігантів[14][15], однак багато дослідників виключають усі яскраві блакитні змінні із класу гіпергігантів і розглядають їх окремо[16]. Блакитні гіпергіганти без ознак яскравих блакитних змінних можуть бути попередниками яскравих блакитних змінних, або їхніми наступниками, або тим і іншим одночасно[17]. Менш масивні яскраві блакитні змінні можуть бути перехідною стадією до або від холодних гіпергігантів, або ж становити окремий тип об'єктів[17][18].

Зорі Вольфа — Рає — це надзвичайно гарячі зорі, які втратили більшу частину або всю свою зовнішню оболонку. Пізні стадії зір Вольфа — Рає зі спектрами, в яких домінує азот, позначають WNL. Хоча зазвичай вважають, що це стадія, якої досягають гіпергіганти після значної втрати маси, можливо, що невелика група водневмісних WNL-зір насправді є попередниками блакитних гіпергігантів або яскравих блакитні змінні. З ними близько пов'язані об'єкти типу Ofpe (спектри класу O з емісійними лініями H, He та N і іншими особливостями) та WN9 (найхолодніші азотні зорі Вольфа — Рає), які можуть бути короткою проміжною стадією між масивними зорями головної послідовності та гіпергігантами або яскравими блакитними змінними. Спостерігали «спокійні» яскраві блакитні змінні зі спектрами WNL, а також об'єкти Ofpe/WNL, які з часом демонстрували спектри блакитних гіпергігантів. Висока швидкість обертання змушує масивні зорі швидко втрачати свої оболонки й запобігає переходу від головної послідовності до стадії надгіганта, тому такі зорі безпосередньо стають зорями Вольфа — Рає. Зорі Вольфа — Рає, слеш-зорі, холодні слеш-зорі (також WN10/11), Ofpe, Of+ та Of* не вважають гіпергігантами. Хоча вони яскраві й часто мають сильні емісійні лінії, їхні спектри відрізняються від спектрів надгігантів[19].

Відомі гіпергіганти

Зображення околиць VY Великого Пса, отримане за допомогою Дуже великого телескопа

Гіпергіганти важко досліджувати через їхню рідкісність. Багато з них мають сильно змінні спектри, але тут їх об'єднано у загальні спектральні класи.

Яскраві блакитні змінні

Деякі яскраві блакитні змінні класифікують як гіпергіганти принаймні на частині циклу їх змінності:

Блакитні гіпергіганти

Гіпергігант і його протопланетний диск-проплід у порівнянні з розмірами Сонячної системи

Зазвичай спектрального класу B, іноді пізнього O або раннього A:

  • 2dFS 3235[23]
  • AzV 2[23]
  • AzV 65[23]
  • AzV 76[23]
  • AzV 78[23]
  • AzV 367[23]
  • Barbá 2-2[24]
  • BP Crucis (Wray 977 або GX 301-2), подвійна система з компаньйоном-пульсаром.[25]
  • Cygnus OB2-12[25][a]
  • HD 5291 (Sk 56)[23]
  • HD 32034[26] (R62 у LMC)
  • HD 37974[27] (R126 у LMC)
  • HD 80077, кандидат у LBV[25]
  • HD 268835 (R66 у LMC)
  • HD 269781[26] (у LMC)
  • HD 269661[26] (R111 у LMC)
  • HD 269604[26] (у LMC)
  • HD 269128 (R81 у LMC), кандидат у LBV, затемнювана подвійна система.[28]
  • HD 269896[23]
  • HT Sagittae[25]
  • M33 OB21 108[23]
  • MAC 1-277[23]
  • V430 Scuti[25]
  • V452 Scuti, кандидат у LBV[29]
  • V1429 Aquilae (= MWC 314), кандидат у LBV із компаньйоном-надгігантом.
  • V1768 Cygni[25]
  • V2140 Cygni[25]
  • V4030 Стрільця
  • 6 Cassiopeiae
  • Zeta¹ Scorpii[b]

У центральній області Галактики:[30]

  • Star 13, тип O, кандидат у LBV
  • Star 18, тип O, кандидат у LBV

У Westerlund 1:[31]

  • W5 (можливо, зоря Вольфа — Райє)[23]
  • W7
  • W13 (подвійна?)
  • W16a[23]
  • W27[23]
  • W30[23]
  • W33
  • W42a

Жовті гіпергіганти

Жовті гіпергіганти зазвичай мають спектри спектральних класів від пізнього A до G. Водночас гіпергіганти класу A іноді називають білими гіпергігантами[13].

У Westerlund 1:[31]

У галактиці Sextans:

У галактиці/кулястому скупченні LS1:

Помаранчеві гіпергіганти

Окіл помаранчевого гіпергіганта HR 5171 A

Помаранчеві гіпергіганти — це гіпергіганти спектрального класу K. Їх можна розглядати як холодніший край жовтих гіпергігантів.

  • HR 5171 A (V766 Cen A)
  • MG 73-59 (у LMC)[40]
  • RSGC1-F13[40]
  • RW Cephei
  • Sk-69-148 (у LMC)[40]
  • Stephenson 2 DFK 49[40]
  • V915 Scorpii

Червоні гіпергіганти

Порівняння розмірів між діаметром Сонця та VY Великого Пса, гіпергіганта, що входить до найбільших відомих зір (можливо, найбільшої в Чумацькому Шляху).

Мають спектральний клас M. Це найбільші відомі зорі за радіусом. Класи світності гіпергігантів рідко застосовують до червоних надгігантів. Водночас термін «червоний гіпергігант» інколи вживають на позначення найбільших і найнестабільніших червоних надгігантів із радіусами порядку 1-2 тисяч R☉.

Див. також

Коментарі

  1. ↑ Деякі автори вважають Лебідь OB2-12 яскравою блакитною змінною через її надзвичайно високу світність, хоча характерної змінності не виявлено.
  2. ↑ Найяскравіша зоря OB-асоціації Скорпіон OB1 і кандидат у яскраві блакитні змінні[25].
  3. ↑ Може бути ближчою зорею після асимптотичної гілки гігантів[36].
  4. ↑ Можливо, є зорею спектрального класу K або червоним надгігантом[37][38].
  5. ↑ Може бути екстремальною зорею над асимптотичною гілкою гігантів.
  6. ↑ Може бути фоновою зорею, не пов'язаною зі Stephenson 2.

Примітки

  1. ↑ de Jager, C. (1998). The Yellow Hypergiants. The Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145—180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009. S2CID 189936279.
  2. ↑ Cyril Georgy; Sylvia Ekström; Georges Meynet; Philip Massey; Levesque; Raphael Hirschi; Patrick Eggenberger; André Maeder (2012). Grids of stellar models with rotation II. WR populations and supernovae/GRB progenitors at Z = 0.014. Astronomy & Astrophysics. 542: A29. arXiv:1203.5243. Bibcode:2012A&A...542A..29G. doi:10.1051/0004-6361/201118340. S2CID 119226014.
  3. ↑ Brott, I.; Evans, C. J.; Hunter, I.; De Koter, A.; Langer, N.; Dufton, P. L.; Cantiello, M.; Trundle, C.; Lennon, D. J.; De Mink, S. E.; Yoon, S. -C.; Anders, P. (2011). Rotating massive main-sequence stars. Astronomy & Astrophysics. 530: A116. arXiv:1102.0766. Bibcode:2011A&A...530A.116B. doi:10.1051/0004-6361/201016114. S2CID 55534197.
  4. ↑ Owocki, S. P.; Van Marle, Allard Jan (2007). Luminous Blue Variables & Mass Loss near the Eddington Limit. Proceedings of the International Astronomical Union. 3: 71—83. arXiv:0801.2519. Bibcode:2008IAUS..250...71O. doi:10.1017/S1743921308020358. S2CID 15032961.
  5. ↑ Owocki, S. P.; Gayley, K. G.; Shaviv, N. J. (2004). A porosity-length formalism for photon-tiring limited mass loss from stars above the Eddington limit. The Astrophysical Journal. 616 (1): 525—541. arXiv:astro-ph/0409573. Bibcode:2004ApJ...616..525O. doi:10.1086/424910. S2CID 2331658.
  6. ↑ Smith, N.; Owocki, S. P. (2006). On the role of continuum driven eruptions in the evolution of very massive stars and population III stars. The Astrophysical Journal. 645 (1): L45—L48. arXiv:astro-ph/0606174. Bibcode:2006ApJ...645L..45S. doi:10.1086/506523. S2CID 15424181.
  7. ↑ а б Vink, J. S. (2012). Eta Carinae and the Luminous Blue Variables. Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library. Т. 384. с. 221—247. arXiv:0905.3338. Bibcode:2012ASSL..384..221V. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN 978-1-4614-2274-7. S2CID 17983157.
  8. ↑ Langer, Norbert; Heger, Alexander; García-Segura, Guillermo (1998). Massive Stars: The Pre-Supernova Evolution of Internal and Circumstellar Structure. Reviews in Modern Astronomy. Т. 11. с. 57. Bibcode:1998RvMA...11...57L.
  9. ↑ Stothers, N.; Chin, C.-W. (1996). Evolution of Massive Stars into Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars for a range of metallicities. The Astrophysical Journal. 468: 842—850. Bibcode:1996ApJ...468..842S. doi:10.1086/177740.
  10. ↑ De Jager, Cornelis (1998). The yellow hypergiants. Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145—180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009. S2CID 189936279.
  11. ↑ Vink, Jorick S. (2012). Eta Carinae and the Luminous Blue Variables. Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library. Т. 384. с. 221—247. arXiv:0905.3338. Bibcode:2012ASSL..384..221V. CiteSeerX 10.1.1.250.4184. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN 978-1-4614-2274-7. S2CID 17983157.
  12. ↑ 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. hdl:2060/20010083764.
  13. ↑ а б 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.
  14. ↑ Clark, J. S.; Castro, N.; Garcia, M.; Herrero, A.; Najarro, F.; Negueruela, I.; Ritchie, B. W.; Smith, K. T. (2012). On the nature of candidate luminous blue variables in M 33. Astronomy & Astrophysics. 541: A146. arXiv:1202.4409. Bibcode:2012A&A...541A.146C. doi:10.1051/0004-6361/201118440. S2CID 17900583.
  15. ↑ Robberto, M.; Herbst, T. M. (1998). Warm Dust around Blue Hypergiants: Mid-Infrared Imaging of the Luminous Blue Variable HD 168625. The Astrophysical Journal. 498 (1): 400—412. Bibcode:1998ApJ...498..400R. doi:10.1086/305519.
  16. ↑ Humphreys, Roberta M.; Weis, Kerstin; Davidson, Kris; Bomans, D. J.; Burggraf, Birgitta (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. S2CID 119177378.
  17. ↑ а б Groh, Jose; Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage. Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573. S2CID 118870118.
  18. ↑ Groh, J. H.; Meynet, G.; Ekström, S. (2013). Massive star evolution: Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors. Astronomy & Astrophysics. 550: L7. arXiv:1301.1519. Bibcode:2013A&A...550L...7G. doi:10.1051/0004-6361/201220741. S2CID 119227339.
  19. ↑ Bianchi, Luciana; Bohlin, Ralph; Massey, Philip (2004). The Ofpe/WN9 Stars in M33. The Astrophysical Journal. 601 (1): 228—241. arXiv:astro-ph/0310187. Bibcode:2004ApJ...601..228B. doi:10.1086/380485. S2CID 119371998.
  20. ↑ а б в г д е Samus', N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (2017). General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1. Astronomy Reports. 61 (1): 80. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085.
  21. ↑ Sterken, C.; de Groot, M.; van Genderen, A. M. (1998). Cyclicities in the Light Variations of Luminzus Blue Variables II. R40 developing an S Doradus phase. Astronomy and Astrophysics. 333: 565. Bibcode:1998A&A...333..565S.
  22. ↑ Van Genderen, A. M.; Sterken, C. (1999). Light variations of massive stars (alpha Cygni variables). XVII. The LMC supergiants R 74 (LBV), R 78, HD 34664 = S 22 (B[e]/LBV), R 84 and R 116 (LBV?). Astronomy and Astrophysics. 349: 537. Bibcode:1999A&A...349..537V.
  23. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц Skiff, B. A. (2014). VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009-2016). VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Originally Published in: Lowell Observatory (October 2014). 1: B/mk. Bibcode:2014yCat....1.2023S.
  24. ↑ Maíz Apellániz, J.; Negueruela, I. (30 липня 2024). Barbá 2: A new supergiant-rich Galactic stellar cluster. arXiv:2407.20812v2 [astro-ph.GA].
  25. ↑ а б в г д е ж и Clark, J. S.; Najarro, F.; Negueruela, I.; Ritchie, B. W.; Urbaneja, M. A.; Howarth, I. D. (2012). On the nature of the galactic early-B hypergiants. Astronomy & Astrophysics. 541: A145. arXiv:1202.3991. Bibcode:2012A&A...541A.145C. doi:10.1051/0004-6361/201117472. S2CID 11978733.
  26. ↑ а б в г Kathryn F. Neugent; Philip Massey; Brian Skiff; Georges Meynet (Квітень 2012). Yellow and Red Supergiants in the Magellanic Clouds. Astrophysical Journal. 749 (2): 177. arXiv:1202.4225. Bibcode:2012ApJ...749..177N. doi:10.1088/0004-637X/749/2/177. S2CID 119180846.
  27. ↑ а б Van Genderen, A. M.; Jones, A.; Sterken, C. (2006). Light variations of alpha Cygni variables in the Magellanic Clouds. The Journal of Astronomical Data. 12: 4. Bibcode:2006JAD....12....4V.
  28. ↑ Wolf, B.; Kaufer, A.; Rivinius, T.; Stahl, O.; Szeifert, T.; Tubbesing, S.; Schmid, H. M. (2000). Spectroscopic Monitoring of Luminous Hot Stars of the Magellanic Clouds. Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars. 204: 43. Bibcode:2000ASPC..204...43W.
  29. ↑ Miroshnichenko, A. S.; Chentsov, E. L.; Klochkova, V. G. (2000). AS314: A dusty A-type hypergiant (PDF). Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 144 (3): 379. Bibcode:2000A&AS..144..379M. doi:10.1051/aas:2000216.
  30. ↑ Stolovy, S. R.; Cotera, A.; Dong, H.; Morris, M. R.; Wang, Q. D.; Stolovy, S. R.; Lang, C. (2010). Isolated Wolf-Rayet Stars and O Supergiants in the GalacticCenter Region Identified via Paschen-a Excess. The Astrophysical Journal. 725 (1): 188—199. arXiv:1009.2769. Bibcode:2010ApJ...725..188M. doi:10.1088/0004-637X/725/1/188. S2CID 20968628.
  31. ↑ а б 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. S2CID 119042919.
  32. ↑ 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. S2CID 55754316.
  33. ↑ Clark, J. S.; Negueruela, I.; Gonzalez-Fernandez, 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. S2CID 53372226.
  34. ↑ Keenan, P. C.; Pitts, R. E. (1980). Revised MK spectral types for G, K, and M stars. The Astrophysical Journal Supplement Series. 42: 541. Bibcode:1980ApJS...42..541K. doi:10.1086/190662.
  35. ↑ а б в г д е ж и к л м н Stickland, D. J. (1985). IRAS observations of the cool galactic hypergiants. The Observatory. 105: 229. Bibcode:1985Obs...105..229S.
  36. ↑ Jura, M.; Velusamy, T.; Werner, M. W. (2001). What Next for the Likely Presupernova HD 179821?. The Astrophysical Journal. 556 (1): 408. arXiv:astro-ph/0103282. Bibcode:2001ApJ...556..408J. doi:10.1086/321553. S2CID 18053762.
  37. ↑ GCVS Query=AX Sgr. Sternberg Astronomical Institute. General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia.
  38. ↑ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars. The Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
  39. ↑ Britavskiy, N. E.; Bonanos, A. Z.; Herrero, A.; Cerviño, M.; García-Álvarez, D.; Boyer, M. L.; Masseron, T.; Mehner, A.; McQuinn, K. B. W. (2019). Physical parameters of red supergiants in dwarf irregular galaxies in the Local Group. Astronomy & Astrophysics. 631: A95. arXiv:1909.13378. Bibcode:2019A&A...631A..95B. doi:10.1051/0004-6361/201935212. S2CID 203593402.
  40. ↑ а б в г д е ж и Jones, Terry (2025). Red and Yellow Hypergiants. Galaxies. 13 (2): 43. arXiv:2507.15962. Bibcode:2025Galax..13...43J. doi:10.3390/galaxies13020043.
  41. ↑ 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.
  42. ↑ Keenan, Philip C. (1 травня 1942). Luminosities of the M-Type Variables of Small Range. The Astrophysical Journal. 95: 461. Bibcode:1942ApJ....95..461K. doi:10.1086/144418. ISSN 0004-637X.
  43. ↑ Levesque, E. M.; Massey, P.; Plez, B.; Olsen, K. A. G. (2009). The Physical Properties of the Red Supergiant WOH G64: The Largest Star Known?. The Astronomical Journal. 137 (6): 4744. arXiv:0903.2260. Bibcode:2009AJ....137.4744L. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4744. S2CID 18074349.
  44. ↑ Jones, Olivia; Woods, Paul; Kemper, Franziska; Kraemer, Elena; Sloan, G.; Srinivasan, Sivakrishnan; Oliveira, Joana; van Loon, Jacco; Boyer, Martha; Sargent, Benjamin; Mc Donald, I.; Meixner, Margaret; Zijlstra, A.; Ruffel, Paul; Lagadec, Eric; Pauly, Tyler (7 травня 2017). The SAGE-Spec Spitzer Legacy program: the life-cycle of dust and gas in the Large Magellanic Cloud. Point source classification – III. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 470 (3): 3250—3282. arXiv:1705.02709. doi:10.1093/mnras/stx1101. Процитовано 23 червня 2022.
  45. ↑ а б в Zhang, B.; Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W.; Brunthaler, A. (2012). The distance and size of the red hypergiant NML Cygni from VLBA and VLA astrometry. Astronomy & Astrophysics. 544: A42. arXiv:1207.1850. Bibcode:2012A&A...544A..42Z. doi:10.1051/0004-6361/201219587. S2CID 55509287.
  46. ↑ Zhang, B.; Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W. (Січень 2012). Distance and Kinematics of the Red Hypergiant VY CMa: VLBA and VLA Astrometry. The Astrophysical Journal. 744 (1): 23. arXiv:1109.3036. Bibcode:2012ApJ...744...23Z. doi:10.1088/0004-637X/744/1/23. S2CID 121202336.
  47. ↑ Alcolea, J.; Bujarrabal, V.; Planesas, P.; Teyssier, D.; Cernicharo, J.; De Beck, E.; Decin, L.; Dominik, C.; Justtanont, K. (9 жовтня 2013). HIFISTARS Herschel /HIFI observations of VY Canis Majoris. Astronomy & Astrophysics (англ.). 559: A93. arXiv:1310.2400v1. doi:10.1051/0004-6361/201321683.
  48. ↑ Xu, Shuangjing; Zhang, Bo; Reid, Mark J; Menten, Karl M; Zheng, Xingwu; Wang, Guangli (2018). The Parallax of the Red Hypergiant VX Sgr with Accurate Tropospheric Delay Calibration. The Astrophysical Journal. 859 (1): 14. arXiv:1804.00894. Bibcode:2018ApJ...859...14X. doi:10.3847/1538-4357/aabba6. S2CID 55572194.
  49. ↑ Mauron, N.; Josselin, E. (2011). The mass-loss rates of red supergiants and the de Jager prescription. Astronomy and Astrophysics. 526: A156. arXiv:1010.5369. Bibcode:2011A&A...526A.156M. doi:10.1051/0004-6361/201013993. S2CID 119276502.
  50. ↑ Tabernero, H. M.; Dorda, R.; Negueruela, I.; Marfil, E. (Лютий 2021). The nature of VX Sagitarii: Is it a TŻO, a RSG, or a high-mass AGB star?. Astronomy & Astrophysics. 646: 13. arXiv:2011.09184. Bibcode:2021A&A...646A..98T. doi:10.1051/0004-6361/202039236.
  51. ↑ Davies, B.; Figer, D. F.; Kudritzki, R. P.; MacKenty, J.; Najarro, F.; Herrero, A. (2007). A Massive Cluster of Red Supergiants at the Base of the Scutum-Crux Arm. The Astrophysical Journal. 671 (1): 781—801. arXiv:0708.0821. Bibcode:2007ApJ...671..781D. doi:10.1086/522224. S2CID 1447781.

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).