Прејди на содржината
Од Википедија — слободната енциклопедија

Црвените суперџинови ― ѕвезди со суперџинска класа на сјајност (Јеркисова класа I) и ѕвездена класификација К или М.[1] Тие се најголемите ѕвезди во универзумот во однос на волуменот, иако не се најмасивни или најсветли. Бетелгез и Антарес А се најсветлите и најпознатите црвени суперџинови, всушност единствените црвени суперџинови ѕвезди од прва величина.

Класификација

[уреди | уреди извор]

Ѕвездите се класифицирани како суперџинови врз основа на нивната класа на спектрална сјајност. Овој систем користи одредени дијагностички спектрални линии за да ја процени површинската гравитација на ѕвездата, па оттука и да ја одреди нејзината големина во однос на нејзината маса. Поголемите ѕвезди се посјајни на дадена температура и сега можат да бидат групирани во појаси со различна сјајност.[2]

Разликите во сјајноста помеѓу ѕвездите се најочигледни на ниски температури, каде што џиновските ѕвезди се многу посветли од ѕвездите од главната низа. Суперџиновите имаат најниска површинска гравитација и затоа се најголеми и најсветли на одредена температура.

Системот за класификација според Јеркис или Морган-Кинан (МК)[3] е речиси универзален. Ги групира ѕвездите во пет главни групи на сјајност означени со римски бројки:

Засебно за суперџинови, класата на сјајност е дополнително поделена на нормални суперџинови од класата Ib и најсветли суперџинови од класата Ia. Користена е и средната класа Iab. Исклучително светли, ниска површинска гравитација, ѕвезди со силни индикации за загуба на маса може да бидат означени со класата на сјајност 0 (нула), иако тоа ретко е забележувано.[4] Почесто ќе биде користена ознаката Ia-0,[5] и почесто уште Ia+.[6] Овие хиперџиновски спектрални класификации многу ретко се применувани на црвените суперџинови, иако поимот црвен хиперџин понекогаш е користен за најпроширените и најнестабилните црвени суперџинови како VY Големо Куче и NML Лебед .[7][8]

Делот „црвен“ од „црвен суперџин“ се однесува на студената температура. Црвените суперџинови се најладни суперџинови, вид М, и барем некои ѕвезди од видот К, иако не постои прецизен прекин. Суперџиновите од видот К се невообичаени во споредба со видот М, бидејќи тие се краткотрајна преодна фаза и донекаде нестабилни. Ѕвездите од видот К, особено раните или потоплите видови К, понекогаш се опишувани како портокалови суперџинови (на пр. Зета Кефеј), или дури и како жолти (на пр. жолтиот хиперџин HR 5171 Aa).[се бара извор]

Својства

[уреди | уреди извор]
Температурна скала за црвени суперџинови[9]
Спектрален
вид 		Температура
(К)
К1–1,5 4.100
К2–3 4.015
К5–М0 3.840
М0 3.790
М1 3.745
М1.5 3.710
М2 3.660
М2.5 3.615
М3 3.605
М3.5 3.550
М4–4,5 3.535
М5 3.450

Црвените суперџинови се ладни и големи. Тие имаат спектрални видови К и М, па оттука и површинските температури се под 4.100 К.[9] Тие обично се неколку стотици до повеќе од илјада пати поголеми од пречникот на Сонцето,[9] иако големината не е главен фактор за ѕвездата да биде означена како суперџин. Светлата студена џиновска ѕвезда лесно може да биде поголема од пожежок суперџин. На пример, Алфа Херкулес е класифицирана како џиновска ѕвезда со пречник меѓу 264 to 303 R☉ додека Епсилон Пегаз е суперџин К2 од само 185 R☉.

Иако црвените суперџинови се многу поладни од Сонцето, тие се толку многу поголеми што се многу светли, обично десетици или стотици илјади L☉.[9] Постои теоретска горна граница на пречникот на црвениот суперџин на околу 1,500 R☉.[9] Во Хајашиевата граница, ѕвездите над овој пречник би биле премногу нестабилни и едноставно не се образувани.

Црвените суперџинови имаат маси помеѓу околу 10 M☉ и 30 или 40 M☉.[10] Ѕвезди од главната низа помасивни од околу 40 M☉ не се шират и ладат за да станат црвени суперџинови. Црвените суперџинови на горниот крај од можниот опсег на маса и сјај се најголемите познати. Нивната мала површинска гравитација и висока сјајност предизвикуваат крајна загуба на маса, милиони пати поголема од Сонцето, создавајќи забележливи маглини околу ѕвездата.[11] До крајот на својот живот, црвените суперџинови можеби изгубиле значителен дел од нивната почетна маса. Помасивните суперџинови губат маса многу побрзо и се чини дека сите црвени суперџинови достигнуваат слична маса од редот на 10 M☉ до моментот кога нивните јадра ќе пропаднат. Точната вредност зависи од почетната хемиска структура на ѕвездата и нејзината стапка на вртење.[12]

Повеќето црвени суперџинови покажуваат одреден степен на видлива променливост, но само ретко со добро дефиниран период или амплитуда. Затоа, тие обично се класифицираат како неправилни или полуправилни променливи. Тие дури имаат свои под-класи, SRC и LC за бавни полуправилни и бавни неправилни суперџиновски променливи ѕвезди соодветно. Варијациите се вообичаено бавни и со мала амплитуда, но се познати амплитуди до четири величини.[13]

Статистичката анализа на многу познати променливи црвени суперџинови покажува голем број на веројатни причини за варијација: само неколку ѕвезди покажуваат големи амплитуди и силен шум што укажува на променливост на многу честоти, за кои е сметано дека укажуваат на моќни ѕвездени ветрови што се случуваат кон крајот на животот на еден црвен суперџин; почести се симултаните варијации на радијалниот режим во текот на неколку стотици дена и веројатно нерадијалните варијации на режимот во текот на неколку илјади дена; само неколку ѕвезди се чини дека се навистина неправилни, со мали амплитуди, најверојатно поради фотосферска зрновитост. Фотосферите на црвените суперџинови содржат релативно мал број на многу големи конвекциони ќелии во споредба со ѕвезди како Сонцето. Ова предизвикува варијации во осветленоста на површината што може да доведе до видливи варијации на осветленоста додека ѕвездата се врти.[14]

Спектрите на црвените суперџинови се слични на другите студени ѕвезди, во кои надвладејува мноштво од линии на впивање на метали и молекуларни ленти. Некои од овие особини се користени за одредување на класата на сјајност, на пример одредени блиски инфрацрвени јачини на цијаноген појас и тројката Ca II.[15]

Емисијата на масер е вообичаена од околните ѕвездени материјали околу црвените суперџинови. Најчесто ова произлегува од H2O и SiO, но емисијата на хидроксил (OH) се јавува и од тесни подрачја.[16] Покрај картирањето со висока резолуција на околу ѕвездениот материјал околу црвените суперџинови,[17] набљудувањата на масерите соинтерферометријата со многу долга основна линија или многу долгата основна низа може да бидат користени за да бидат извлечени точни паралакси и растојанија до нивните извори.[18] Во моментов ова е применувано главно на поединечни тела, но може да стане корисно за анализа на галактичката структура и откривање на инаку заматени црвени суперџинови ѕвезди.[19]

Во изобилството на црвени суперџинови на површината надвладејува водородот, иако водородот во јадрото е целосно потрошен. Во најновите фази на губење на масата, пред да експлодира ѕвезда, површинскиот хелиум може да се збогати до нивоа споредливи со водородот. Во теоретските модели за крајна загуба на маса, може да биде изгубено доволно водород, така што хелиумот ќе стане најзастапениот елемент на површината. Кога пред-црвените суперџинови ѕвезди ја напуштаат главната низа, кислородот е пообилен од јаглеродот на површината, а азотот е помалку изобилен од било која друга, што ги одразува изобилството од образувањето на ѕвездата. Јаглеродот и кислородот брзо се трошат, а азот се засилува како резултат на извлекувањето на материјалот обработен со јаглерод-азот-кислород од слоевите на соединување.[20]

Забележано е дека црвените суперџинови се вртат бавно или многу бавно. Моделите покажуваат дека дури и брзо вртежните ѕвезди од главната низа треба да бидат сопирани поради нивната загуба на маса, така што црвените суперџинови речиси воопшто не се вртат. Оние црвени суперџинови, како што е Бетелгез, кои имаат скромни стапки на вртење, можеби го стекнале откако стигнале до фазата црвен суперџин, можеби преку бинарно заемдејство. Јадрата на црвените суперџинови сè уште се вртат и диференцијалната стапка на вртење може да биде многу голема.[21]

Дефиниција

[уреди | уреди извор]
Бетелгез пулсирајќи и покажувајќи промени на профилот на спектралната линија (слики на HST UV)

Класите на суперџинска сјајност лесно се одредувани и се применувани на голем број ѕвезди, но тие групираат неколку многу различни видови ѕвезди во една категорија. Еволуциската дефиниција го ограничува поимот суперџин на оние масивни ѕвезди кои започнуваат соединување на јадрото на хелиумот без да развијат дегенерирано јадро на хелиум и без да претрпат хелиумски блесок. Тие универзално ќе продолжат да согоруваат потешки елементи и ќе претрпат пад на јадрото што ќе резултира со супернова.[22]

Помалку масивни ѕвезди може да развијат класа на суперџинска спектрална сјајност при релативно мала сјајност, околу 1,000 L☉ кога тие се на асимптотската гранка на џинови (АГЏ) под горење на хелиумскиот слој. Истражувачите сега претпочитаат да ги категоризираат како АГЏ-ѕвезди кои се разликуваат од суперџинови бидејќи се помалку масивни, имаат различни хемиски состави на површината, подлежат на различни видови пулсирање и променливост и ќе еволуираат различно, обично создавајќи планетарна маглина и бело џуџе.[23] Повеќето АГО ѕвезди нема да станат супернови, иако постои интерес за класа супер-АГО ѕвезди, оние речиси доволно масивни за да се подложат на целосна јаглеродно соединување, што може да произведе чудни супернови, иако никогаш нема да развие железно јадро.[24] Една значајна група на ѕвезди со мала маса со висока сјајност се променливите RV Бик, АГО или после-АГО ѕвезди кои лежат на лентата за нестабилност и покажуваат особени полуправилни варијации.

Еволуција

[уреди | уреди извор]
Црвениот суперџин го завршува својот живот како супернова од видот II (долу лево) во спирален крак на М74.[25]

Црвените суперџинови се развиваат од ѕвезди од главната низа со маса помеѓу околу 8 M☉ и 30 или 40 M☉.[10] Ѕвездите со поголема маса никогаш не се ладат доволно за да станат црвени суперџинови. Ѕвездите со помала маса развиваат дегенерирано јадро на хелиум за време на фазата на црвениот џин, подлежат на хелиумски блесок пред да го спојат хелиумот на хоризонталната гранка, еволуираат долж АГЏ додека горат хелиум во обвивка околу дегенерираното јадро на јаглерод-кислород, а потоа брзо ја губат својата надворешна слоеви да стане бело џуџе со планетарна маглина.[12] АГО ѕвездите може да развијат спектри со класа на суперџинска сјајност додека се шират до крајни димензии во однос на нивната мала маса и можат да достигнат сјајност десетици илјади пати поголема од сончевата. Средните „супер-АГО“ ѕвезди, околу 9 M☉, може да претрпат соединување на јаглерод и може да произведат супернова за фаќање електрони преку колапс на кислородно-неонско јадро.[24]

Ѕвезди од главната низа, согоруваат водород во нивните јадра, со маса помеѓу 10 and 30 or 40 M☉ ќе има температури помеѓу околу 25.000K и 32.000K и спектрални видови на почетокот B, можеби многу доцна O. Тие се веќе многу светлечки ѕвезди од 10,000–100,000 L☉ поради брзото соединување на водород во циклусот јаглерод-азот-кислород и тие имаат целосно конвективни јадра. За разлика од Сонцето, надворешните слоеви на овие жешки ѕвезди од главната низа не се конвективни.[12]

Овие пред-црвени суперџинови ѕвезди од главната низа го исцрпуваат водородот во нивните јадра по 5-20 милиони години. Тие потоа почнуваат да согоруваат обвивка од водород околу јадрото на сега претежно хелиум, а тоа предизвикува нивно проширување и ладење во суперџинови. Нивната сјајност се зголемува за фактор од околу три. Површинското изобилство на хелиум сега е до 40%, но има малку збогатување со потешки елементи.[12]

Суперџиновите продолжуваат да се ладат и повеќето брзо ќе поминат низ Кефеидскиот појас на нестабилност иако најмасивните ќе поминат краток период како жолти хиперџинови. Ќе стигнат до доцна К или М класа и ќе станат црвен суперџин. Спојувањето на хелиумот во јадрото започнува непречено или додека ѕвездата се шири или кога веќе е црвен суперџин, но тоа предизвикува мала непосредна промена на површината. Црвените суперџинови развиваат длабоки конвекциони зони кои достигнуваат од површината на половина пат до јадрото и тие предизвикуваат силно збогатување со азот на површината, со одредено збогатување на потешки елементи.[26]

Некои црвени суперџинови се подложени на сини јамки каде што привремено ја зголемуваат температурата пред да се вратат во состојбата на црвениот суперџин. Ова зависи од масата, брзината на вртење и хемискиот состав на ѕвездата. Додека многу црвени суперџинови нема да доживеат сина јамка, некои може да имаат неколку. Температурите може да достигнат 10.000 K на врвот на сината јамка. Точните причини за сините јамки варираат кај различни ѕвезди, но тие секогаш се поврзани со јадрото на хелиум што се зголемува како пропорција од масата на ѕвездата и принудува повисоки стапки на губење на маса од надворешните слоеви.[21]

Сите црвени суперџинови ќе го исцрпат хелиумот во нивните јадра во рок од еден или два милиони години, а потоа ќе почнат да согоруваат јаглерод. Ова продолжува со соединување потешки елементи се додека не се изгради железно јадро, кое потоа неизбежно пропаѓа и создава супернова. Времето од почетокот на фузијата на јаглеродот до колапсот на јадрото не е повеќе од неколку илјади години. Во повеќето случаи, колапсот на јадрото се случува додека ѕвездата е сè уште црвен суперџин, големата преостаната атмосфера богата со водород се исфрла, а тоа создава спектар на супернова од вид II. Непроѕирноста на овој исфрлен водород се намалува додека се лади и тоа предизвикува продолжено одложување на падот на осветленоста по почетниот врв на супернова, особина на супернова од видот II-P.[12][26]

Најсветлечките црвени суперџинови, со речиси сончева металичност, е очекувано да го изгубат најголемиот дел од нивните надворешни слоеви пред нивните јадра да се срушат, па оттука тие еволуираат назад во жолти хиперџинови и светло сини променливи. Таквите ѕвезди можат да експлодираат како супернови од видот II-L, сè уште со водород во нивните спектри, но не и со доволно водород за да предизвикаат проширено плато на осветленоста во нивните светлосни кривини. Ѕвездите со уште помалку преостанат водород може да произведат невообичаена супернова од видот IIb, каде што останува толку малку водород што водородните линии во почетниот спектар од вид II бледнеат до појавата на супернова од видот Ib.[27]

Набљудуваните родоначалници на супернови од видот II-P имаат температури помеѓу 3.500K и 4.400K и сјајност помеѓу 10,000 L☉ и 300,000 L☉. Ова се совпаѓа со очекуваните параметри на црвените суперџинови со помала маса. Забележани се мал број на родоначалници од видот II-L и видот IIb супернови, сите со сјајност од околу 100,000 L☉ и нешто повисоки температури до 6.000K. Овие се добро совпаѓање за црвените суперџинови со малку поголема маса со високи стапки на загуба на маса. Не постојат познати родоначалници на супернова што одговараат на најсветлите црвени суперџинови, и е очекувано тие да еволуираат во Волф-Рајеови ѕвезди пред да експлодираат.[21]

Јата

[уреди | уреди извор]
RSGC1, првото од неколкуте масивни јата откриени дека содржат повеќе црвени суперџинови.

Црвените суперџинови се нужно стари не повеќе од околу 25 милиони години и е очекувано такви масивни ѕвезди да бидат образувани само во релативно големи јата ѕвезди, така што е очекувано тие да бидат најдени главно во близина на истакнати јата. Сепак, тие се прилично краткотрајни во споредба со другите фази од животот на ѕвездата и се образувани само од релативно невообичаени масивни ѕвезди, така што воглавно ќе има само мал број црвени суперџинови во секое јато во секое време. Масивното јато Хоџ 301 во маглината Тарантула содржи три.[28] До 21 век, најголемиот број црвени суперџинови познати во едно јато биле пет во NGC 7419.[29] Повеќето црвени суперџинови се наоѓаат поединечно, на пример Бетелгез во здружението Орион ОБ1 и Антарес во здружението Скорпија-Кентаур.

Од 2006 година, низа масивни јата се идентификувани во близина на основата на кракот на галаксијата Штит-Кентаур, од кои секое содржи повеќе црвени суперџинови. RSGC1 содржи најмалку 12 црвени суперџинови, RSGC2 (исто така познат како Стивенсон 2) содржи најмалку 26, RSGC3 содржи најмалку 8, а RSGC4 (исто така познат како Аликанте 8 ) исто така содржи најмалку 8. Вкупно 80 потврдени црвени суперџинови се идентификувани на мала област на небото во правец на овие јата. Овие четири јата се чини дека се дел од масивниот излив на образување ѕвезди пред 10-20 милиони години на блискиот крај на шипката во средиштето на галаксијата.[30] Слични масивни јата се пронајдени блиску до крајниот крај на галактичката лента, но не толку голем број црвени суперџинови.[31]

Примери

[уреди | уреди извор]
Околината на Орион го прикажува црвениот суперџин Бетелгез.

Црвените суперџинови се ретки ѕвезди, но тие се видливи на голема далечина и често се променливи, така што има голем број на добро познати примери со голо око:

Историски се мислеше дека Мира е црвена суперџин ѕвезда, но сега е широко прифатено дека е ѕвезда од асимптотската гранка на џинови.[32]

Некои црвени суперџинови се поголеми и посјајни, со пречници кои надминуваат над илјада пати поголеми од Сонцето. Оттука, тие се нарекувани и црвени хиперџинови:

Од едно истражување е очекувано да ги долови практично сите црвени суперџинови од Магелановиот Облак[33] откриени околу десетина ѕвезди од класата М кои се Mv−7 и посветли, околу четвртина милион пати посветлени од Сонцето и од околу 1.000 пати поголем полупречник од Сонцето, кон горе.

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Henny J. G. L. M. Lamers; Joseph P. Cassinelli (17 јуни 1999). Introduction to Stellar Winds. Cambridge University Press. стр. 53–. ISBN 978-0-521-59565-0. Посетено на 26 август 2024.
  2. ↑ Geisler, D. (1984). „Luminosity classification with the Washington system“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 96: 723. Bibcode:1984PASP...96..723G. doi:10.1086/131411.
  3. ↑ Morgan, W. W.; Keenan, P. C. (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.
  4. ↑ Percy, J. R.; Zsoldos, E. (1992). „Photometry of yellow semiregular variables – HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)“. Astronomy and Astrophysics. 263: 123. Bibcode:1992A&A...263..123P.
  5. ↑ 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.
  6. ↑ De Jager, Cornelis (1998). „The yellow hypergiants“. Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009.
  7. ↑ Zhang, B.; Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W. (2012). „DISTANCE AND KINEMATICS OF THE RED HYPERGIANT VY CMa: VERY LONG BASELINE ARRAY AND VERY LARGE ARRAY ASTROMETRY“. The Astrophysical Journal. 744 (1): 23. Bibcode:2012ApJ...744...23Z. doi:10.1088/0004-637X/744/1/23.
  8. ↑ 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.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 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.
  10. ↑ 10,0 10,1 Helmel, G.; Gordon, M.; Humphreys, R.; Jones, T. (2020). „Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants“. American Astronomical Society Meeting Abstracts #235. 235 (3): 145. arXiv:2008.01108. Bibcode:2020AAS...23511026H. doi:10.3847/1538-3881/abab15.
  11. ↑ Smith, Nathan; Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Gehrz, Robert D.; Schuster, M. T.; Krautter, Joachim (2001). „The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme Red Supergiant Vy Canis Majoris“. The Astronomical Journal. 121 (2): 1111–1125. Bibcode:2001AJ....121.1111S. doi:10.1086/318748.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 12,4 Ekström, S.; Georgy, C.; Eggenberger, P.; Meynet, G.; Mowlavi, N.; Wyttenbach, A.; Granada, A.; Decressin, T.; Hirschi, R. (2012). „Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M⊙ at solar metallicity (Z = 0.014)“. Astronomy & Astrophysics. 537: A146. arXiv:1110.5049. Bibcode:2012A&A...537A.146E. doi:10.1051/0004-6361/201117751.
  13. ↑ Kiss, L. L.; Szabo, G. M.; Bedding, T. R. (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.
  14. ↑ Schwarzschild, Martin (1975). „On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants“. Astrophysical Journal. 195: 137–144. Bibcode:1975ApJ...195..137S. doi:10.1086/153313.
  15. ↑ White, N. M.; Wing, R. F. (1978). „Photoelectric two-dimensional spectral classification of M supergiants“. Astrophysical Journal. 222: 209. Bibcode:1978ApJ...222..209W. doi:10.1086/156136.
  16. ↑ Fok, Thomas K. T.; Nakashima, Jun-Ichi; Yung, Bosco H. K.; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji (2012). „Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters“. The Astrophysical Journal. 760 (1): 65. arXiv:1209.6427. Bibcode:2012ApJ...760...65F. doi:10.1088/0004-637X/760/1/65.
  17. ↑ Richards, A. M. S.; Yates, J. A.; Cohen, R. J. (1999). „Maser mapping of small-scale structure in the circumstellar envelope of S Persei“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 306 (4): 954–974. Bibcode:1999MNRAS.306..954R. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02606.x.
  18. ↑ Kusuno, K.; Asaki, Y.; Imai, H.; Oyama, T. (2013). „Distance and Proper Motion Measurement of the Red Supergiant, Pz Cas, in Very Long Baseline Interferometry H2O Maser Astrometry“. The Astrophysical Journal. 774 (2): 107. arXiv:1308.3580. Bibcode:2013ApJ...774..107K. doi:10.1088/0004-637X/774/2/107.
  19. ↑ Verheyen, L.; Messineo, M.; Menten, K. M. (2012). „SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy . I. Targets in massive star clusters“. Astronomy & Astrophysics. 541: A36. arXiv:1203.4727. Bibcode:2012A&A...541A..36V. doi:10.1051/0004-6361/201118265.
  20. ↑ Georgy, C. (2012). „Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?“. Astronomy & Astrophysics. 538: L8. arXiv:1111.7003. Bibcode:2012A&A...538L...8G. doi:10.1051/0004-6361/201118372.
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 Meynet, G.; Chomienne, V.; Ekström, S.; Georgy, C.; Granada, A.; Groh, J.; Maeder, A.; Eggenberger, P.; Levesque, E. (2015). „Impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants“. Astronomy & Astrophysics. 575: A60. arXiv:1410.8721. Bibcode:2015A&A...575A..60M. doi:10.1051/0004-6361/201424671.
  22. ↑ Van Loon, J. Th.; Cioni, M.-R. L.; Zijlstra, A. A.; Loup, C. (2005). „An empirical formula for the mass-loss rates of dust-enshrouded red supergiants and oxygen-rich Asymptotic Giant Branch stars“. Astronomy and Astrophysics. 438 (1): 273–289. arXiv:Astro-ph/0504379. Bibcode:2005A&A...438..273V. doi:10.1051/0004-6361:20042555.
  23. ↑ Groenewegen, M. A. T.; Sloan, G. C.; Soszyński, I.; Petersen, E. A. (2009). „Luminosities and mass-loss rates of SMC and LMC AGB stars and red supergiants“. Astronomy and Astrophysics. 506 (3): 1277–1296. arXiv:0908.3087. Bibcode:2009A&A...506.1277G. doi:10.1051/0004-6361/200912678.
  24. ↑ 24,0 24,1 Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (2008). „The Supernova Channel of Super-AGB Stars“. The Astrophysical Journal. 675 (1): 614–625. arXiv:0705.4643. Bibcode:2008ApJ...675..614P. doi:10.1086/520872.
  25. ↑ Fraser, M.; Maund, J. R.; Smartt, S. J.; Kotak, R.; Lawrence, A.; Bruce, A.; Valenti, S.; Yuan, F.; Benetti, S. (2013). „On the progenitor of the Type IIP SN 2013ej in M74“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 439: L56–L60. arXiv:1309.4268. Bibcode:2014MNRAS.439L..56F. doi:10.1093/mnrasl/slt179.
  26. ↑ 26,0 26,1 Heger, A.; Langer, N.; Woosley, S. E. (2000). „Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars. I. Numerical Method and Evolution of the Internal Stellar Structure“. The Astrophysical Journal. 528 (1): 368–396. arXiv:astro-ph/9904132. Bibcode:2000ApJ...528..368H. doi:10.1086/308158.
  27. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). „The evolution and explosion of massive stars“. Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.
  28. ↑ Slesnick, Catherine L.; Hillenbrand, Lynne A.; Massey, Philip (2002). „The Star Formation History and Mass Function of the Double Cluster h and χ Persei“. The Astrophysical Journal. 576 (2): 880–893. arXiv:astro-ph/0205130. Bibcode:2002ApJ...576..880S. doi:10.1086/341865.
  29. ↑ Caron, Genevive; Moffat, Anthony F. J.; St-Louis, Nicole; Wade, Gregg A.; Lester, John B. (2003). „The Lack of Blue Supergiants in NGC 7419, a Red Supergiant-rich Galactic Open Cluster with Rapidly Rotating Stars“. The Astronomical Journal. 126 (3): 1415–1422. Bibcode:2003AJ....126.1415C. doi:10.1086/377314.
  30. ↑ Negueruela, I.; Marco, A.; González-Fernández, C.; Jiménez-Esteban, F.; Clark, J. S.; Garcia, M.; Solano, E. (2012). „Red supergiants around the obscured open cluster Stephenson 2“. Astronomy & Astrophysics. 547: A15. arXiv:1208.3282. Bibcode:2012A&A...547A..15N. doi:10.1051/0004-6361/201219540.
  31. ↑ Davies, Ben; de la Fuente, Diego; Najarro, Francisco; Hinton, Jim A.; Trombley, Christine; Figer, Donald F.; Puga, Elena (2012). „A newly discovered young massive star cluster at the far end of the Galactic Bar“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 419 (3): 1860–1870. arXiv:1111.2630. Bibcode:2012MNRAS.419.1860D. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19840.x.
  32. ↑ Galaxy v23n06 (1965 08).
  33. ↑ Levesque, E. M.; Massey, P.; Olsen, K. A. G.; Plez, B.; Meynet, G.; Maeder, A. (2006). „The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity“. The Astrophysical Journal. 645 (2): 1102–1117. arXiv:astro-ph/0603596. Bibcode:2006ApJ...645.1102L. doi:10.1086/504417.

Дополнителна книжевност

[уреди | уреди извор]

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Црвен_суперџин&oldid=5263830“