Надгігант

Діаграма Герцшпрунга — Рассела

Спектральний клас

Коричневі карлики

Білі карлики

Червоні карлики

Субкарлики

Головна послідовність
(«карлики»)

Субгіганти

Гіганти

Яскраві гіганти

Надгіганти

Гіпергіганти

Абсолютна

зоряна

величина

(M_V)

Надгігант — тип дуже яскравих, великих і масивних зір, світність яких може у мільйони разів перевищувати сонячну, а радіус — у тисячі разів. Ці зорі займають верхню частину діаграми Герцшпрунга — Рассела й належать до класу світності I, займаючи місце між гіпергігантами (клас світності 0) і яскравими гігантами (клас світності II).

Надгіганти — молоді та короткоживучі зорі, що належать до населення I. Вони істотно відрізняються від менш масивних зір перебігом своєї еволюції. У надрах надгігантів відбуваються термоядерні реакції, що потребують високих температур і густин, і синтезуються важкі елементи аж до заліза. Для надгігантів характерний сильний зоряний вітер, і майже всі вони є змінними. На певному етапі ядро зорі колапсує, вивільняє велику кількість енергії та скидає свої зовнішні шари, що спостерігається як вибух наднової типу II, після чого від зорі залишається нейтронна зоря або чорна діра. Надгіганти та породжувані ними наднові є основним джерелом збагачення міжзоряного середовища гелієм та альфа-елементами.

Ще в 1897 році Антонія Каетана Мори поділила зорі за шириною їхніх спектральних ліній. Її клас «c» охоплював зорі з найвужчими лініями. Хоча тоді цього не знали, саме ці зорі були найяскравішими^[1]. У 1910-ті роки Ейнар Герцшпрунг уперше ввів термін «гігант», коли стало очевидно, що більшість зір зосереджується у двох різних областях діаграми Герцшпрунга — Рассела. Одна з них містила більші і яскравіші зорі спектральних класів A–M, які отримали назву гіганти^[2]. У той час вимірювати відстані до далеких ще було дуже складно, тому світності найясравіших зір були відомі дуже неточно. Втім згодом стало зрозуміло, що деякі з зір-гігантів значно яскравіші за решту, і для них виник термін «надгігант» (англ. super-giant, а згодом англ. supergiant)^[3][4][5]. У 1943 році Вільям Вілсон Морган і Філіп Чайлдс Кінан формалізували визначення класів світності, віднісши надгіганти до класу I^[6]. Систему класів світності Моргана — Кінана використовують і сьогодні, з уточненнями, що враховують вищу роздільну здатність сучасних спектрів^[7].

Надгіганти вирізняються надзвичайно великою світністю й займають верхню частину діаграми Герцшпрунга — Рассела. При цьому розміри не є визначальними для класифікації зорі як надгіганта: так червоні гіганти можуть мати більші радіуси, ніж блакитні надгіганти^[9]. Світності таких зір становлять від десятків тисяч до мільйонів світностей Сонця, відповідно, абсолютні зоряні величини в середньому змінюються від −4^m до −8^m. Радіуси таких зір можуть сягати від 20 до кількох тисяч радіусів Сонця — найбільші надгіганти, опинившись на місці Сонця, заповнили б простір до орбіти Юпітера^[10][11][12].

Надгіганти спектральних класів O–A зазвичай називають блакитними надгігантами^[13][14][15], надгіганти класів F і G — жовтими надгігантами^[16], а класи K–M — червоними надгігантами^[17]. Інша класифікація спирається на температуру: надгіганти з ефективною температурою нижче 4800 K вважають червоними, із температурою 4800–7500 K — жовтими, а з температурою понад 7500 K — блакитними^[18][19]. Абсолютна більшість надгігантів належить до класу B — їх більше, ніж усіх інших разом узятих^[20]. Червоні надгіганти — найбільші за розмірами, але через нижчу температуру поверхні мають у середньому таку саму світність, як жовті та блакитні. Надгіганти належать до класу світності I, який поділяють на підкласи Ia та Ib^[12], що відповідають більш яскравим і менш яскравим надгігантам. Найяскравіші з них виділяють в окремий тип — гіпергіганти^[21]. До блакитних надгігантів належить Рігель, до червоних — Бетельгейзе, до жовтих — Полярна зоря^[12].

Зорі, які в процесі еволюції стають надгігантами, мають початкову масу не менше 8–10 M_☉^[22]. Такі масивні зорі проходять свою зоряну еволюцію дуже швидко, тому надгіганти — дуже молоді зорі, їхній вік не перевищує кількох мільйонів років^[10]. Вони належать до тонкого диска Галактики і входять до населення I^[23].

Через великий радіус надгіганти мають мале прискорення вільного падіння — у червоних надгігантів воно може становити 10⁻² м/с^2[24], і дуже низькі густини^[25] — найменші у червоних надгігантів, близько 10⁻⁷ г/см^3[12]. Це призводить до того, що їхні спектри мають дуже вузькі й глибокі спектральні лінії, а самі надгіганти характеризуються потужним зоряним вітром і частими викидами речовини в космос^[11].

Більшість надгігантів є змінними зорями різних типів^[9]. Наприклад, блакитні надгіганти можуть бути яскравими блакитними змінними, жовті — класичними цефеїдами, а червоні — міридами^[26].

Еволюція надгігантів також відрізняється від еволюції менш масивних зір. Зорі, у ядрах яких вичерпався водень, сходять із головної послідовності й продовжують спалювати його в оболонці навколо ядра. На цьому етапі з'являються відмінності: якщо зорі з масою менше 10 M_☉ досягають межі Хаяші й переходять на гілку червоних гігантів, після чого починають ядерне горіння гелію в ядрі, то у більш масивних зір гелій запалюється ще до досягнення межі Хаяші, коли зоря має достатньо високу температуру і є блакитним надгігантом. При цьому масивні зорі майже не збільшують світність, оскільки вона вже близька до критичної, хоча вони розширюються й поступово охолоджуються^[27][28].

Після вичерпання гелію в ядрі зорі там поступово починається ядерне горіння вуглецю, а гелій продовжує згоряти в оболонці навколо ядра. Далі, аналогічним чином, у ядрі починають відбуватися інші ядерні реакції й синтезуються нові елементи, аж до заліза. У зорі формується багато шарів із різних хімічних елементів, на межах яких відбуваються ядерні реакції^[29]. Тривалість стадії надгіганта становить близько десятої частини і без того короткого життя зорі — не більше кількох мільйонів років, причому більшу частину цього часу зоря спалює в ядрі гелій, тоді як інші фази нуклеосинтезу тривають не довше кількох тисяч років^[10][30].

У наймасивніших зорях асимптотичної гілки гігантів (із масами 8–10 M_☉) на певному етапі їхньої еволюції накопичується достатньо вуглецю й відбувається вуглецева детонація, внаслідок чого зоря, якщо не руйнується, також починає спалювати вуглець і еволюціонує як надгігант^[31][32]. Такі зорі вважають проміжними між більш масивними надгігантами та менш масивними зорями асимптотичної гілки гігантів^[33][34].

У будь-якому разі, спостережувана еволюція може відбуватися по-різному й залежить від багатьох чинників. Якщо зоря зберігає свої зовнішні оболонки, вона продовжує розширюватися, червоніє і стає спочатку жовтим, а потім червоним надгігантом. Якщо ж зоря втрачає більшу частину оболонки через сильний зоряний вітер або взаємодію з іншою зорею в тісній подвійній системі, її температура зростає, і вона знову може стати блакитним надгігантом або навіть зорею Вольфа — Рає. Водночас втрата частини оболонки не перешкоджає подальшому розширенню зорі та її перетворенню на червоний надгігант^[11][35].

Процеси нуклеосинтезу в надгігантах складні й різноманітні. У їхніх ядрах послідовно відбуваються різні реакції, у яких утворюються хімічні елементи аж до заліза: його синтезують зорі з масами не менше 10–15 M_☉. Синтез важчих елементів енергетично невигідний, тому не відбувається^[37][31].

Однією з особливостей цих процесів є те, що останні стадії нуклеосинтезу завершуються дуже швидко — за час порядку або менший за кілька років. Водночас характерний час, за який зоря може суттєво змінити розмір, температуру й світність, відповідає тепловій часовій шкалі, яка для надгігантів становить приблизно 10²–10³ років. Отже, під час цих процесів зовнішні характеристики зорі майже не змінюються, а значну роль у перенесенні зростаючого потоку енергії з ядра починає відігравати нейтринне випромінювання^[38].

Після вичерпання гелію в ядрі воно стискається, і при досягненні температури (0,3–1,2) × 10⁹ K у ньому починається ядерне горіння вуглецю^[39]:

${\displaystyle {\ce {^{12}C + ^{12}C -> ^{24}Mg}}}$

Ізотоп магнію перебуває у збудженому стані, тому може розпадатися одним із таких шляхів^[39]:

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg -> ^{23}Mg + n}}}$

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg -> ^{20}Ne + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg -> ^{23}Na + p}}}$

Саме на цій стадії нейтрино починають відігравати вирішальну роль у перенесенні енергії з ядра^[39].

На момент завершення горіння вуглецю ядро зорі складається переважно з кисню (0,7 маси ядра), неону (0,2–0,3 маси ядра) та магнію. Серед цих частинок найменший кулонівський бар'єр має кисень, але завдяки наявності в ядрі високоенергетичних фотонів ендотермічні реакції за участю неону стають можливими за нижчої температури (1,2–1,9) × 10⁹ K^[40]:

${\displaystyle {\ce {^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha}}}$

Утворені при цьому альфа-частинки буруть участь в подальших екзотермічних реакціях, зокрема, в такій^[41]:

${\displaystyle {\ce {^{20}Ne + \alpha -> ^{24}Mg + \gamma}}}$

Сумарне енерговиділення в усіх цих реакціях, що відбуваються одночасно, робить стадію ядерного горіння неону екзотермічною^[40].

Коли температура в ядрі досягає (1,5–2,6) × 10⁹ K, запускається ядерне горіння кисню^[42]:

${\displaystyle {\ce {^{16}O + ^{16}O -> ^{32}S}}}$

Ядро сірки може розпадатися так^[42]:

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{31}S + n}}}$

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{31}P + p}}}$

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{30}P + ^2D}}}$

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{28}Si + \alpha}}}$

Ядерне горіння кремнію починається, коли температура в ядрі досягає 2,3 × 10⁹ K, при цьому утворюється залізо. Частина кремнію та інших ядер проходить через реакції фотодезінтеграції^[43]:

${\displaystyle {\ce {^{28}Si + \gamma -> ^{24}Mg + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg + \gamma -> ^{20}Ne + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{16}O + \gamma -> ^{12}C + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{12}C + \gamma -> 3 \alpha}}}$

Альфа-частинки, утворені таким чином, беруть участь в альфа-процесі, кінцевим продуктом якого є ядра нікелю. Його ядра внаслідок двох бета-розпадів перетворюються на ядра заліза^[43][44]:

${\displaystyle {\ce {^{28}Si + 7 \alpha -> ^{56}Ni}}}$

${\displaystyle {\ce {^{56}Ni -> ^{56}Fe + 2\beta}}}$

Пряма реакція ${\displaystyle {\ce {^{28}Si + ^{28}Si -> ^{56}Ni}}}$ малоймовірна через занадто великий кулонівський бар'єр^[44].

Водночас утворені елементи розщеплюються внаслідок фотодезінтеграції, але рівновага між синтезом і розщепленням усіх елементів у ядрі досягається лише тоді, коли ядро переважно складається із заліза. Цей стан називається ядерною статистичною рівновагою (англ. nuclear statistical eqilibrium)^[43][45].

Коли ядро зорі досягає ядерної статистичної рівноваги, через процеси фотодисоціації та релятивістські ефекти показник адіабати для нього падає нижче 4/3. Після цього ядро вже не може врівноважувати власну вагу тиском і починає стискатися. Спочатку стискання відбувається відносно повільно — у тепловій часовій шкалі, при цьому також істотно зростає нейтринний потік^[31][46]. Однак зорі з масами 8–10 M_☉ можуть уникнути цього і, втративши оболонку, перетворитися на планетарну туманність, а згодом — на білий карлик, подібно до зір асимптотичної гілки гігантів^[47].

У міру ущільнення ядра в ньому починається нейтронізація речовини, і кількість електронів зменшується. Оскільки вільні електрони істотно впливають на тиск, нейтронізація знижує тиск у ядрі, і стискання прискорюється. Крім того, фотодисоціація призводить до утворення ще більшої кількості альфа-частинок, і показник адіабати додатково зменшується. Ядро починає колапсувати і за кілька мілісекунд досягає густини порядку 10¹⁴ г/см³ — це густина нейтронної зорі^[46].

У цей момент речовина стає практично нестисливою, і колапс різко зупиняється. Ядро відскакує й стикається із зовнішніми шарами, породжуючи ударну хвилю з енергією порядку 10⁴⁵–10⁴⁶ Дж. Оскільки в такому щільному середовищі нейтрино вже не можуть покинути ядро і винести частину енергії, ударна хвиля з великою швидкістю скидає оболонку зорі — відбувається вибух наднової типу II, а від зорі залишається нейтронна зоря або чорна діра^[46].

Вибух наднової збагачує навколишній простір елементами, що утворилися протягом життя зорі, а також під час самого вибуху внаслідок вибухового нуклеосинтезу. Кількісно оцінити масу викинутої речовини складно, однак відомо, що наднові, породжені надгігантами, є основним джерелом гелію та альфа-елементів у міжзоряному середовищі^[46].

В таблиці представлені деякі параметри зір класу світності I, тобто надгігантів:

• Гігант (зоря)
• Червоний гігант
• Червоний надгігант
• Жовтий надгігант
• Блакитний надгігант
• Гіпергігант

1. ↑ Pannekoek, A. (1963). A history of Astronomy. Dover Publications. doi:10.1086/349775. ISBN 0486659941.
2. ↑ Russell, Henry Norris (1914). Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars. Popular Astronomy. 22: 275. Bibcode:1914PA.....22..275R.
3. ↑ Henroteau, F. (1926). An international co-operation for the photographic study of Cepheid variables. Popular Astronomy. 34: 493. Bibcode:1926PA.....34..493H.
4. ↑ Shapley, Harlow (1925). S Doradus, a Super-giant Variable Star. Harvard College Observatory Bulletin. 814: 1. Bibcode:1925BHarO.814....1S.
5. ↑ Payne, Cecilia H.; Chase, Carl T. (1927). The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8. Harvard College Observatory Circular. 300: 1. Bibcode:1927HarCi.300....1P.
6. ↑ 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.
7. ↑ Gray, R. O.; Napier, M. G.; Winkler, L. I. (2001). The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars. The Astronomical Journal. 121 (4): 2148. Bibcode:2001AJ....121.2148G. doi:10.1086/319956.
8. ↑ M. W. Feast. A discussion of NGC 4755 and some other young clusters in the Galaxy and the Magellanic Clouds. — 1964. — Т. 20. — С. 22.
9. ↑ ^{а б} Надгіганти // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 307. — ISBN 966-613-263-X.
10. ↑ ^{а б в} Supergiant star. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 26 листопада 2020. Процитовано 23 березня 2021.
11. ↑ ^{а б в} Darling D. Supergiant. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 7 січня 2018. Процитовано 23 березня 2021.
12. ↑ ^{а б в г} Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (англ.). Cambridge University Press. с. 65—73. Архів оригіналу за 29 грудня 2010. Процитовано 23 березня 2021.
13. ↑ Massey, Philip; Puls, Joachim; Pauldrach, A. W. A.; Bresolin, Fabio; Kudritzki, Rolf P.; Simon, Theodore (22 березня 2005). The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O-Type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars and Results from the Complete Sample. The Astrophysical Journal (англ.). 627 (1): 477—519. arXiv:astro-ph/0503464. Bibcode:2005ApJ...627..477M. doi:10.1086/430417.
14. ↑ Wagle, Gururaj A.; Ray, Alak; Raghu, Adarsh (1 травня 2020). Type IIP Supernova Progenitors. III. Blue to Red Supergiant Ratio in Low-metallicity Models with Convective Overshoot. The Astrophysical Journal. 894 (2): 118. arXiv:2004.14419. Bibcode:2020ApJ...894..118W. doi:10.3847/1538-4357/ab8bd5. ISSN 0004-637X.
15. ↑ Yüce, Kutluay (1 січня 2005). Spectral Analysis of 4 Lacertae and ν Cephei. Baltic Astronomy. 14: 51—82. Bibcode:2005BaltA..14...51Y. ISSN 1021-6766.
16. ↑ Giridhar, S.; Ferro, A.; Parrao, L. (Жовтень 1997). Elemental Abundances and Atmospheric Parameters of Seven F-G Supergiants. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109: 1077. Bibcode:1997PASP..109.1077G. doi:10.1086/133978. ISSN 0004-6280.
17. ↑ Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought. The Astrophysical Journal. 628 (2): 973—985. arXiv:astro-ph/0504337. Bibcode:2005ApJ...628..973L. doi:10.1086/430901. S2CID 15109583.
18. ↑ Drout, Maria R.; Massey, Philip; Meynet, Georges (Квітень 2012). The Yellow and Red Supergiants of M33*. The Astrophysical Journal (англ.). 750 (2): 97. arXiv:1203.0247. Bibcode:2012ApJ...750...97D. doi:10.1088/0004-637X/750/2/97. ISSN 0004-637X.
19. ↑ Gilkis, Avishai; Shenar, Tomer; Ramachandran, Varsha; Jermyn, Adam S; Mahy, Laurent; Oskinova, Lidia M; Arcavi, Iair; Sana, Hugues (11 лютого 2021). The excess of cool supergiants from contemporary stellar evolution models defies the metallicity-independent Humphreys–Davidson limit. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 503 (2): 1884—1896. arXiv:2102.03102. doi:10.1093/mnras/stab383. ISSN 0035-8711.
20. ↑ J. R. Sowell, M. Trippe, S. M. Caballero-Nieves, N. Houk. H-R Diagrams Based on the HD Stars in the Michigan Spectral Catalogue and the Hipparcos Catalog : [англ.] // The Astronomical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2007. — Vol. 134 (1 вересня). — P. 1089—1102. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/520060.
21. ↑ Morgan-Keenan Luminosity Class. astronomy.swin.edu.au. Архів оригіналу за 10 квітня 2021. Процитовано 23 березня 2021.
22. ↑ Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино : Век 2, 2015. — С. 159—161. — ISBN 978-5-85099-193-7.
23. ↑ Darling D. Population I. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 25 січня 2021. Процитовано 24 березня 2021.
24. ↑ Levesque E. M., Massey P., Olsen K. A. G., Plez B., Josselin E. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought : [англ.] // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2005. — Vol. 628, no. 2 — Vol. 628 (серпень). — С. 973–985. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/430901.
25. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 212.
26. ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 250, 282—283.
27. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 174.
28. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 250.
29. ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 250—251.
30. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 214—224.
31. ↑ ^{а б в} Karttunen et al., 2007, pp. 250—253.
32. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 189.
33. ↑ Siess L. Evolution of massive AGB stars - I. Carbon burning phase : [англ.] // Astronomy & Astrophysics. — Bristol : EDP Sciences, 2006. — No. 2 — Vol. 448 (1 березня). — P. 717–729. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361:20053043.
34. ↑ Poelarends A. J. T., Herwig F., Langer N., Heger A. The Supernova Channel of Super-AGB Stars : [англ.] // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 675 (1 березня). — P. 614–625. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/520872.
35. ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 250, 256.
36. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 216.
37. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 214—224, 239.
38. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 216—217.
39. ↑ ^{а б в} Salaris, Cassisi, 2005, pp. 217—219.
40. ↑ ^{а б} Salaris, Cassisi, 2005, pp. 219—220.
41. ↑ LeBlanc, Francis (2011). An Introduction to Stellar Astrophysics. Wiley. с. 256. ISBN 9781119964971.
42. ↑ ^{а б} Salaris, Cassisi, 2005, pp. 220—221.
43. ↑ ^{а б в} Salaris, Cassisi, 2005, pp. 221—222.
44. ↑ ^{а б} Рыжов В. Н. Звездный нуклеосинтез - источник происхождения химических элементов. Астронет. Архів оригіналу за 5 грудня 2018. Процитовано 24 березня 2021.
45. ↑ 7.4 Нейтронизация вещества и потеря устойчивости звезды. Астронет. Архів оригіналу за 8 січня 2020. Процитовано 25 березня 2021.
46. ↑ ^{а б в г} Salaris, Cassisi, 2005, pp. 222—224.
47. ↑ Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино : Век 2, 2015. — С. 156. — ISBN 978-5-85099-193-7.
48. ↑ ^{а б} Neuhäuser, R; Torres, G; Mugrauer, M; Neuhäuser, D L; Chapman, J; Luge, D; Cosci, M (29 липня 2022). Colour evolution of Betelgeuse and Antares over two millennia, derived from historical records, as a new constraint on mass and age. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 516 (1): 693—719. arXiv:2207.04702. doi:10.1093/mnras/stac1969. hdl:10278/5003332. ISSN 0035-8711.
49. ↑ ^{а б в г д} Joyce, Meridith; Leung, Shing-Chi; Molnár, László; Ireland, Michael J.; Kobayashi, Chiaki; Nomoto, Ken'ichi (13 жовтня 2020). Standing on the shoulders of giants: New mass and distance estimates for Betelgeuse through combined evolutionary, asteroseismic, and hydrodynamical simulations with MESA. The Astrophysical Journal. 902 (1): 63. arXiv:2006.09837. Bibcode:2020ApJ...902...63J. doi:10.3847/1538-4357/abb8db. ISSN 1538-4357.
50. ↑ ^{а б} Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1 жовтня 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. ISSN 0067-0049. S2CID 123149047.
51. ↑ Mittag, M.; Schröder, K. -P.; Perdelwitz, V.; Jack, D.; Schmitt, J. H. M. M. (1 січня 2023), Chromospheric activity and photospheric variation of α Ori during the great dimming event in 2020, Astronomy and Astrophysics, 669: A9, arXiv:2211.04967, Bibcode:2023A&A...669A...9M, doi:10.1051/0004-6361/202244924, ISSN 0004-6361
52. ↑ Nicolet, B. (1 жовтня 1978). Catalogue of homogeneous data in the UBV photoelectric photometric system. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 34: 1—49. Bibcode:1978A&AS...34....1N. ISSN 0365-0138.
53. ↑ Detail for alf Ori. The International Variable Star Index. Процитовано 24 грудня 2023.
54. ↑ ^{а б в} Evans, Nancy Remage; Schaefer, Gail H.; Gallenne, Alexandre; Torres, Guillermo; Horch, Elliott P.; Anderson, Richard I.; Monnier, John D.; Roettenbacher, Rachael M.; Baron, Fabien; Anugu, Narsireddy; Davidson, James W.; Kervella, Pierre; Bras, Garance; Proffitt, Charles; Mérand, Antoine (1 серпня 2024). The Orbit and Dynamical Mass of Polaris: Observations with the CHARA Array. The Astrophysical Journal. 971 (2): 190. arXiv:2407.09641. Bibcode:2024ApJ...971..190E. doi:10.3847/1538-4357/ad5e7a. ISSN 0004-637X.
55. ↑ ^{а б} Samus NN, Kazarovets EV, Durlevich OV, Kireeva NN, Pastukhova EN. Query= alf UMi. General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1. Lomonosov Moscow State University & Institute of Astronomy of Russian Academy of Sciences. Архів оригіналу за 26 грудня 2023. Процитовано 25 грудня 2023.
56. ↑ Lee, Byeong-Cheol; Mkrtichian, David E.; Han, Inwoo; Park, Myeong-Gu; Kim, Kang-Min (1 червня 2008). Precise Radial Velocities of Polaris: Detection of Amplitude Growth. The Astronomical Journal. 135 (6): 2240—2244. arXiv:0804.2793. Bibcode:2008AJ....135.2240L. doi:10.1088/0004-6256/135/6/2240. ISSN 0004-6256.
57. ↑ Fadeyev, Y. A. (2015). Evolutionary status of Polaris. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 449 (1): 1011—1017. arXiv:1502.06463. Bibcode:2015MNRAS.449.1011F. doi:10.1093/mnras/stv412. S2CID 118517157.
58. ↑ Evans, Nancy Remage; Schaefer, Gail H.; Bond, Howard E.; Bono, Giuseppe; Karovska, Margarita; Nelan, Edmund; Sasselov, Dimitar; Mason, Brian D. (1 вересня 2008). Direct Detection of the Close Companion of Polaris with the Hubble Space Telescope. The Astronomical Journal. 136 (3): 1137—1146. arXiv:0806.4904. Bibcode:2008AJ....136.1137E. doi:10.1088/0004-6256/136/3/1137. ISSN 0004-6256.
59. ↑ ^{а б в} van Leeuwen, F. (Листопад 2007). Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy & Astrophysics. 474 (2): 653—664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. ISSN 0004-6361.
60. ↑ ^{а б} Lyubimkov, Leonid S.; Lambert, David L.; Rostopchin, Sergey I.; Rachkovskaya, Tamara M.; Poklad, Dmitry B. (21 лютого 2010). Accurate Fundamental Parameters or A-, F-, and G-type Supergiants in the Solar Neighbourhood. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 402 (2): 1369—1379. arXiv:0911.1335. Bibcode:2010MNRAS.402.1369L. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x.
61. ↑ ^{а б} Bang, Tae-Yang; Lee, Byeong-Cheol; Choi, Yeon-Ho; Han, Inwoo; Park, Myeong-Gu (Травень 2025), Periodic Low-amplitude Radial Velocity Variations in the Supergiant α Persei, The Astrophysical Journal (англ.), 985 (2): 176, Bibcode:2025ApJ...985..176B, doi:10.3847/1538-4357/adcc13, ISSN 0004-637X
62. ↑ Wade, Gregg; Oksala, Mary; Neiner, Coralie; Boucher, Etienne; Barron, James (2025). Magnetic field monitoring of four massive A-F supergiants. The Astrophysical Journal Letters. 988(1): L38. arXiv:2507.00282.
63. ↑ ^{а б} Ohnaka, Keiichi; Hofmann, Karl-Heinz; Schertl, Dieter; Weigelt, Gerd; Baffa, Carlo; Chelli, Alain; Petrov, Romain; Robbe-Dubois, Sylvie (Липень 2013). High spectral resolution imaging of the dynamical atmosphere of the red supergiant Antares in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER. Astronomy & Astrophysics. 555: A24. arXiv:1304.4800. Bibcode:2013A&A...555A..24O. doi:10.1051/0004-6361/201321063. ISSN 0004-6361.
64. ↑ Mark J. Pecaut; Eric E. Mamajek & Eric J. Bubar (Лютий 2012). A Revised Age for Upper Scorpius and the Star Formation History among the F-type Members of the Scorpius-Centaurus OB Association. Astrophysical Journal. 746 (2): 154. arXiv:1112.1695. Bibcode:2012ApJ...746..154P. doi:10.1088/0004-637X/746/2/154. S2CID 118461108.
65. ↑ Kiss, L. L.; Szabo, Gy M.; Bedding, T. R. (11 листопада 2006). Variability in red supergiant stars: pulsations, long secondary periods and convection noise. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 372 (4): 1721—1734. arXiv:astro-ph/0608438. Bibcode:2006MNRAS.372.1721K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x. ISSN 0035-8711.
66. ↑ Morgan, W. W.; Keenan, P. C. (1 січня 1973). Spectral Classification. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11: 29—50. Bibcode:1973ARA&A..11...29M. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333. ISSN 0066-4146.
67. ↑ ^{а б} Haucke, M.; Cidale, L. S.; Venero, R. O. J.; Curé, M.; Kraus, M.; Kanaan, S.; Arcos, C. (2018). Wind properties of variable B supergiants. Evidence of pulsations connected with mass-loss episodes. Astronomy and Astrophysics. 614. arXiv:1902.01341. Bibcode:2018A&A...614A..91H. doi:10.1051/0004-6361/201731678. S2CID 126150688.
68. ↑ Hohle, Markus M.; Neuhaeuser, Ralph; Schutz, Bernard F. (1 квітня 2010). Masses and Luminosities of O- and B-type stars and red super giants. Astronomische Nachrichten. 331 (4): 349—360. arXiv:1003.2335. Bibcode:2010AN....331..349H. doi:10.1002/asna.200911355. ISSN 0004-6337.
69. ↑ Crawford, D. L.; Barnes, J. V.; Golson, J. C. (1 грудня 1971). Four-color, H-beta and UBV photometry for bright B-type stars in the northern hemisphere. The Astronomical Journal. 76: 1058—1071. Bibcode:1971AJ.....76.1058C. doi:10.1086/111220. ISSN 0004-6256.
70. ↑ De Almeida, E S G.; Hugbart, M.; Domiciano De Souza, A.; Rivet, J-P; Vakili, F.; Siciak, A.; Labeyrie, G.; Garde, O.; Matthews, N.; Lai, O.; Vernet, D.; Kaiser, R.; Guerin, W. (2022). Combined spectroscopy and intensity interferometry to determine the distances of the blue supergiants P Cygni and Rigel. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 515 (1): 1—12. arXiv:2204.00372. Bibcode:2022MNRAS.515....1D. doi:10.1093/mnras/stac1617.
71. ↑ Przybilla, N.; Butler, K.; Becker, S. R.; Kudritzki, R. P. (1 січня 2006). Quantitative Spectroscopy of BA-type Supergiants. Astronomy & Astrophysics. 445 (3): 1099—1126. arXiv:astro-ph/0509669. Bibcode:2006A&A...445.1099P. doi:10.1051/0004-6361:20053832. ISSN 0004-6361.
72. ↑ Baines, Ellyn K.; Armstrong, J. Thomas; Schmitt, Henrique R.; Zavala, R. T.; Benson, James A.; Hutter, Donald J.; Tycner, Christopher; Belle, Gerard T. van (21 грудня 2017). Fundamental Parameters of 87 Stars from the Navy Precision Optical Interferometer. The Astronomical Journal. 155 (1): 30. arXiv:1712.08109. Bibcode:2018AJ....155...30B. doi:10.3847/1538-3881/aa9d8b. ISSN 0004-6256.
73. ↑ Shultz, M.; Wade, G. A.; Petit, V.; Grunhut, J.; Neiner, C.; Hanes, D.; Collaboration, the MiMeS (21 лютого 2014). An Observational Evaluation of Magnetic Confinement in the Winds of BA Supergiants. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 438 (2): 1114—1126. arXiv:1311.5116. Bibcode:2014MNRAS.438.1114S. doi:10.1093/mnras/stt2260. ISSN 0035-8711.
74. ↑ Moravveji, Ehsan; Guinan, Edward F.; Shultz, Matt; Williamson, Michael H.; Moya, Andres (2012). Asteroseismology of the nearby SN-II Progenitor: Rigel. Part I. The MOST High-precision Photometry and Radial Velocity Monitoring. The Astrophysical Journal. 747 (1): 108—115. arXiv:1201.0843. Bibcode:2012ApJ...747..108M. doi:10.1088/0004-637X/747/2/108. S2CID 425831.
75. ↑ Ducati, J. R. (1 січня 2002). VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. VizieR Online Data Catalog. 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
76. ↑ Guinan, Edward F.; Eaton, J. A.; Wasatonic, R.; Stewart, H.; Engle, S. G.; McCook, G. P. (1 листопада 2009). Times-Series Photometry & Spectroscopy of the Bright Blue Supergiant Rigel: Probing the Atmosphere and Interior of a SN II Progenitor. Proceedings of the International Astronomical Union (англ.). 5 (H15): 359. doi:10.1017/S1743921310009798. ISSN 1743-9221.

• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin—Heidelberg—New York : Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
• Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester : John Wiley & Sons, 2005. — 338 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.

Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії.