Википедија

RW Кефеј

RW Кефеј — хиперџин од К-класа и полуправилна променлива ѕвезда во соѕвездието Кефеј, на работ на H II подрачјето Шарплес 132 и блиску до малото расеано јато Беркли 94. Таа е меѓу најголемите познати ѕвезди со полупречник од речиси 1.000 пати поголем од оној на Сонцето (R☉), речиси колку орбитата на Јупитер.

RW Кефеј
CHARA/MIRC-X слика на RW Кефеј во H-класа за време на „големото затемнување“, откривајќи форма слична на кутија и темна дамка на западната страна на ѕвездата
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Кефеј
Ректасцензија 22ч 23м &1000000000070152100000007,01521с[1]
Деклинација +55° 57′ &1000000000047624400000047,6244″[1]
Прив. величина (V) +6.65[2] (6.0–7.6[3])
Особености
Развојна фаза Црвен, портокалов или жолт хиперџин
Спектрален тип K2 0-Ia[4] (G8 - M2Ia-0[3])
Привидна ѕвездена величина (K) 1.88[2]
U−B Боен показател 2.38[2]
B−V Боен показател 2.22[2]
Променлив тип SRd[5]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)−56.00[6] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: −3.606[1] млс/г
Дек.: −2.881[1] млс/г
Паралакса (π)0.1140 ± 0.0342[1] млс
Оддалеченост3.400+220
200 пс
Апсолутна величина (MV)−8.0[7] – −9.4[8]
Податоци
Полупречник900+–
1.760,[9] 940[10][б 1] R☉
Површ. грав. (log g)0.2[11]
Сјајност300,000[10] L☉
Температура4,200[9]–4,400,[10] 3,900[9] (за време на затемнувањето) K
Други ознаки
ХД 212466, ХИП 110504, САО 34387, БП+55°2737, АЗНПЅ 2219+55A
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Во 2022 година, ѕвездата претрпела „големо затемнување“ настан сличен на Бетелгез.

Температурната средина помеѓу црвените суперџинови и жолтите хиперџинови[12][13] довела до тоа да се смета на различни начини како црвен хиперџин или жолт хиперџин[14][15].

Историја на набљудување

уреди

Првото документирано видување на RW Кефеј датира од 1746 година кога била вклучена во каталог на ѕвезди составен од Џејмс Бредли.[16] Таа е опишана како црвена ѕвезда барем уште од 1840-тите, [б 2] кога Фридрих Вилхелм Аргеландер ја забележал како „многу црвена“ во неговиот каталог.[17] RW Кефеј била независно откриена дека е променлива ѕвезда од Томас Вилијам Бакхаус и Хенриета Свон Левит во 1899 и 1907 година соодветно[18][19], но Анџело Секи се сомневал дека е променлива од најмалку 1868 година[20]. Ѕвездата била означена како RW во 1908 година, што е петнаесеттата откриена променлива во Кефеј.[21] Анализата на спектрите во 1942 година открила дека RW Кефеј е многу сјајна хиперџинна ѕвезда, која изгледа посветла од Mu Кефеј[22]. Подетални спектрални набљудувања во 1956 и 1972 година откриле уникатни спектрални карактеристики,[23][24] издвојувајќи ја од другите познати хиперџинови.[24] Оттогаш, ѕвездата е ретко проучувана во текот на децениите. Кон крајот на 2022 година, RW Кефеј било објавено дека поминува низ голем настан на затемнување,[13][25][26] и последователно била забележана од низата за интерферометрија CHARA во декември.[9]

Растојание

уреди

Растојанието до RW Кефеј е проценето врз основа на нејзината спектроскопска сјајност и се претпоставува дека е член на асоцијацијата Кефеј OB1, ставајќи ја во Персеевиот крак на Млечниот Пат[27]. Паралаксите на Gaia Data Release 2 и Gaia Early Data Release 3 водат до проценки на растојание од 3.416+1.366
829и 6.666+1.561
1.006 соодветно[28][29]. Кефеј OB1 генерално се смета дека е на околу 3.400.[30] Отворениот кластер Беркли 94, чиј член можеби е RW Кефеј, се смета дека е на растојание од 3.900 ± 110[12]. Ѕвездата и јатото се дел од поголемиот регион за формирање на ѕвезди Sh 2-132.[31]

Варијабилност

уреди
 
Светлосна крива за RW Кефеј, нацртана од податоците на Хипаркос[32]

Опсегот на величината на RW Кефеј бил даден како 8,2-8,8 користејќи фотографски плочи во првичниот извештај[19], додека подоцнежните иследувања откриле дека фотографскиот опсег е од 8,6-10,7,[5][33] забележувајќи дека максимумите и минимумите не можат да бидат изведени со секаква сигурност.[34] Други автори проценуваат амплитуда од само околу 0,5 величини. Современите проценки го ставаат опсегот на варијабилност од 6,0 до 7,6 во V-појасот.[3]

RW Кефеј е класифицирана како полуправилна променлива ѕвезда од типот SRd, што значи дека е бавно променлив жолт џин или суперџин. Општиот каталог на променливи ѕвезди наведува иследувања од 1952 година која дава период од приближно 346 дена, додека други иследувања сугерираат различни периоди и секако без силна периодичност.[35]

Големо затемнување

уреди
 
Споредба на слики од низата CHARA направени во декември 2022 година и јули 2023 година, покажувајќи го затемнувањето и последователно повторно осветлување на RW Кефеј

Во декември 2022 година, двајца астрономи објавиле дека ѕвездата поминува низ „големо затемнување“, достигнувајќи послаба од вообичаената величина од 7,6.[13][25][26] Се шпекулирало дека е предизвикано од кратки периоди на зголемено губење на масата што доведува до кондензација на прашина што делумно ја замаглува ѕвездената фотосфера.[10] Ова подоцна било потврдено со набљудувања со низата CHARA, откривајќи темна дамка на западната страна на ѕвездата што се претпоставува дека е облак од прашина ослободен при неодамнешното исфрлање на површинската маса. Невообичаено светлиот максимум постигнат во 2019 година[10][9][13][25][26] непосредно пред затемнувањето се сомнева дека е предизвикан од енергетско конвективно издигнување на топол гас, кој подоцна бил исфрлен и од ладење во прашлив облак што ја прикрива ѕвездата.[9] Настанот се споредува со големото затемнување на Бетелгез што се случило кон крајот на 2019 година и настаните за затемнување забележани во историската светлосна крива на VY Големо Куче.[10][9]

Спектри земени од аматерски астроном покажуваат појава на неколку нови спектарски линии за време на затемнувањето, особено H-α и линиите K I на 766,5 и 769,9 nm[15]. Линијата H-α е поместена во сино за ~40 km/s во однос на ѕвездата, што сугерира дека изворот на емисијата се шири нанадвор.

Претходните набљудувања со фотографски плочи направени помеѓу 1948 и 1951 година откриле слично затемнување од светлинска величина 9,16 до 9,5, проследено со брзо повторно осветлување до величина 8,9.[36]

Спектар

уреди

RW Кефеј прикажува многу сложени линии во својот спектар, од кои многу се посилни и пошироки од вообичаеното.[22][23][24] Првичното иследување во 1956 година, фокусирано на синиот спектрален регион, открило многу металични линии на насобирање со две компоненти одделени со централен максимум, што се припишува на емисијата надредена на линијата на насобирање проширена поради турбуленцијата. Било утврдено дека компонентите на кратко насобирање се значително посилни од компонентите на долгаото, предизвикани од гасовита обвивка што се движи нанадвор. Понатамошното иследување во 1972 година, фокусирано на поцрвени спектрални региони, открило невообичаено силни линии Na D премногу интензивни за да бидат предизвикани од меѓуѕвездената средина. Било откриено дека линијата Fe I е 30% посилна отколку кај обичните суперџинови од типот К, додека линиите Ti I и V I биле со иста јачина или послаби. Со овие необични спектрални карактеристики, ѕвездата не наоѓа пандан меѓу познатите хиперџинови, при што само Ро Касиопеја покажува далечински слични карактеристики.

Спектарот е класифициран уште во G8 и доцна како M2, но не е јасно дека имало вистински варијации. Во првиот МК спектрален атлас, таа била наведена како M0:Ia.[37] RW Кефеј подоцна била наведена како стандардна ѕвезда за спектрален тип G8 Ia,[38] потоа како стандард за K0 0-Ia.[39] Врз основа на истите спектри, таа била прилагодена на стандардната ѕвезда за типот K2 0-Ia.[40] Молекуларните појаси карактеристични за ѕвездите од М-класа се гледаат во инфрацрвените спектри, но не секогаш во оптичките спектри.[41][42]

Физички својства

уреди

Температурата на RW Кефеј е непозната, со контрадикторни сили на возбудување во спектарот. Едноставно одговарање на температурата со корелација на боја дава температури околу 3.749 келвини, додека вклопувањето со целосен спектар дава температура од 5.018 K.[11] Друго вклопување користејќи спектрални податоци од J-опсегот и ѕвездените модели MARCS дава температура од 3.770 ± 170 K[43]. Ова вклопување, исто така, резултира со металичност од [Fe/H] = 0,17 ± 0,20, што покажува дека ѕвездата е малку богата со метал во однос на Сонцето. Едно поново иследување открива температура од 4.400 K во согласност со нејзиниот спектрален тип.[10] Врз основа на јачината на линијата CO на 2,29 μm, се покажува дека RW Кефеј паднала во температурата од 4.200 K на 3.900 K за време на затемнувањето.[9]

Светлината е изведена врз основа на членството во Кефеј OB1, со иследувања кои пронашле исклучително висока осветленост од 545,000 L☉,[27] или 468,000 L☉.[44] Една понова студија открива нешто помала осветленост од 300,000 L☉ користејќи ја спектралната енергетска распространетост на моделот DUSTY.[10]

Снимањето на RW Кефеј со низата CHARA открива дека ѕвездата има форма на кутија. Сликите добиени со помош на алгоритмот SURFING резултираат со затемнет аголен пречник од 2,45 мас, што одговара на линеарен полупречник од 900+–
1.760 R☉ во зависност од усвоеното растојание.[9]

Околина

уреди
 
Слика од 11,9 μm на продолжената емисија околу RW Кефеј

Ѕвездата покажува докази за значителна количина на околуѕвезден материјал во нејзиниот спектар.[10][9][24][45] Спектарот со ниска резолуција IRAS покажува знаци на оптички густа силикатна емисија на 10 и 18 μm,[46] што е индикација за големи количини на загуба на маса.[45] Емисијата на SiO со првиот тон била осомничена во 1982 година[47], и подоцна била потврдена со користење на спектри со повисока резолуција кои покажуваат јасни знаци на емисија на 4,0, 4,04 и 4,08 μm. Директното сликање во средните инфрацрвени појаси го открива изворот што треба да се прошири, имајќи азимутално симетрична структура слична на IRC +10420.[10][48] Полупречникот на оваа емисија се проценува дека е ~ 0,3-0,4 лачни секунди на 11,9 μm, што одговара на физичкиот полупречник од ~ 1.000-1.400 au на растојание од 3,4 kpc.[10]

Масовна загуба

уреди

Денешната стапка на загуба на маса на RW Кефеј е одредена да биде ~ 7⋅10-6 M☉ /годишно со користење на моделот DUSTY.[10] Една претходна студија проценувала 1,8⋅10-5 M☉ /годишно користејќи јачина на силикатни линии и усвојување растојание од 2,8 kpc.[49] Анализата на околната средно-инфрацрвена емисија покажува дека RW Кефеј го завршил периодот на зголемена загуба на маса пред ~ 95-140 години, [б 3] што сугерира дека ја напуштила фазата на црвен суперџин и моментално еволуира кон пожешки температури. Се смета дека во моменталната фаза на губење на масата доминираат неколку масовни исфрлања, вклучувајќи го и забележаното „големо затемнување“.[10][9]

Поврзано

уреди

Белешки

уреди
  1. ↑ Applying the Stefan–Boltzmann law with a nominal solar effective temperature of 5,772 K:
     
  2. ↑ Точната година на набљудувањето е непозната, но се верува дека е одземено некое време помеѓу 1841 и 1844 година.
  3. ↑ Претпоставувајќи брзина на ветерот од 50 км/сек врз основа на вредностите за познати црвени и жолти хиперџинови.

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Vallenari, A.; и др. (Gaia collaboration) (2023). „Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties“. Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875 Проверете ја вредноста |s2cid= (help). Запис на Gaia DR3 за овој извор на VizieR.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Ducati, J. R. (2002). „VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Watson, C. L. (2006). „The International Variable Star Index (VSX)“. The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25. 25: 47. Bibcode:2006SASS...25...47W.
  4. ↑ Keenan, P. C.; Yorka, S. B. (1988). „1988 Revised MK Spectral Standards for Stars GO and Later“. Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 35: 37. Bibcode:1988BICDS..35...37K.
  5. ↑ 5,0 5,1 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  6. ↑ Kharchenko, N. V.; Scholz, R.-D.; Piskunov, A. E.; Röser, S.; Schilbach, E. (2007). „Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ˜55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations“. Astronomische Nachrichten. 328 (9): 889. arXiv:0705.0878. Bibcode:2007AN....328..889K. doi:10.1002/asna.200710776. S2CID 119323941.
  7. ↑ Stencel, Robert E.; Pesce, Joseph E.; Hagen Bauer, Wendy (1988). „Far-infrared circumstellar 'debris' shell of red supergiant stars“. Astronomical Journal. 95: 141. Bibcode:1988AJ.....95..141S. doi:10.1086/114622.
  8. ↑ Humphreys, R. M. (1984). „The brightest stars in the Magellanic Clouds and other late-type galaxies“. IAU Symposium. 108: 145–156. Bibcode:1984IAUS..108..145H. doi:10.1017/S0074180900040134.
  9. ↑ 9,00 9,01 9,02 9,03 9,04 9,05 9,06 9,07 9,08 9,09 9,10 Anugu, Narsireddy; Baron, Fabien; Gies, Douglas R.; Lanthermann, Cyprien; Schaefer, Gail H.; Shepard, Katherine A.; Brummelaar, Theo ten; Monnier, John D.; Kraus, Stefan; Le Bouquin, Jean-Baptiste; Davies, Claire L.; Ennis, Jacob; Gardner, Tyler; Labdon, Aaron; Roettenbacher, Rachael M. (August 2023). „The Great Dimming of the Hypergiant Star RW Cephei: CHARA Array Images and Spectral Analysis“. The Astronomical Journal. 166 (2): 78. arXiv:2307.04926. Bibcode:2023AJ....166...78A. doi:10.3847/1538-3881/ace59d. ISSN 0004-6256.
  10. ↑ 10,00 10,01 10,02 10,03 10,04 10,05 10,06 10,07 10,08 10,09 10,10 10,11 10,12 Jones, Terry Jay; Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta (May 2023). „The Recent Mass Loss History of the Hypergiant RW Cep“. Research Notes of the American Astronomical Society. 7 (5): 92. Bibcode:2023RNAAS...7...92J. doi:10.3847/2515-5172/acd37f. ISSN 2515-5172. S2CID 258701379 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  11. ↑ 11,0 11,1 Meneses-Goytia, S.; Peletier, R. F.; Trager, S. C.; Falcón-Barroso, J.; Koleva, M.; Vazdekis, A. (2015). „Single stellar populations in the near-infrared. I. Preparation of the IRTF spectral stellar library“. Astronomy & Astrophysics. 582: A96. arXiv:1506.07184. Bibcode:2015A&A...582A..96M. doi:10.1051/0004-6361/201423837. S2CID 119187195.
  12. ↑ 12,0 12,1 Delgado, A. J.; Djupvik, A. A.; Costado, M. T.; Alfaro, E. J. (2013). „Berkeley 94 and Berkeley 96: Two young clusters with different dynamical evolution“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (1): 429. arXiv:1307.4290. Bibcode:2013MNRAS.435..429D. doi:10.1093/mnras/stt1311. S2CID 118642318.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 13,3 Vollmann, Wolfgang; Sigismondi, Costantino (December 2022). „RW Cephei great dimming“. The Astronomer's Telegram. 15800: 1. Bibcode:2022ATel15800....1V.
  14. ↑ Castro-Carrizo, A.; Quintana-Lacaci, G.; Bujarrabal, V.; Neri, R.; Alcolea, J. (2007). „Arcsecond-resolution 12CO mapping of the yellow hypergiants IRC +10420 and AFGL 2343“. Astronomy and Astrophysics. 465 (2): 457–467. arXiv:astro-ph/0702400. Bibcode:2007A&A...465..457C. doi:10.1051/0004-6361:20066169. S2CID 53127885.
  15. ↑ 15,0 15,1 Leadbeater, Robin (March 2023). „The 2022 dimming of RW Cep – A first look“. British Astronomical Association Variable Star Section Circular. 195: 7–12. Bibcode:2023BAAVC.195....7L.
  16. ↑ Bradley, J. (1855). Catalog von 4219 Sternen nach Beobachtungen am Durchgangsinstrument 1743 - 1750 und am Quadranten 1743 - 1753. Bibcode:1855csbd.book.....B.
  17. ↑ Oeltzen, Wilhelm (1852). „Argelander's Zonen-Beobachtungen vom 45. bis 80 Grade nördlicher Declination, in mittleren Positionen f̈r 1842.0 nach gerader Aufsteigung geordnet von Wilhelm Oeltzen, Assistent der Wiener Sternwarte. Zweite Abtheilung“. Annalen der Universitaets-Sternwarte Wien. Dritter Folge. 2: 3–1. Bibcode:1852AnWiD...2....3O.
  18. ↑ Backhouse, T. W. (July 1899). „Confirmed or new variable stars“. The Observatory. 22: 275–276. Bibcode:1899Obs....22..275B. ISSN 0029-7704.
  19. ↑ 19,0 19,1 Pickering, Edward C. (August 1907). „71 new variable stars in Harvard Maps Nos. 9, 12, 21, 48 and 51“. Astronomische Nachrichten. 175 (20): 333–338. Bibcode:1907AN....175..333P. doi:10.1002/asna.19071752006. ISSN 0004-6337.
  20. ↑ Secchi, Angelo (1868). Sugli spettri prismatici delle stelle fisse. Tipografia delle belle arti. Bibcode:1868sspd.bookR....S.
  21. ↑ Dunér, Nils Christofer; Hartwig, Ernst; Müller, G. (October 1908). „Benennung von neu entdeckten veränderlichen Sternen“. Astronomische Nachrichten. 179 (6): 85. Bibcode:1908AN....179...85D. doi:10.1002/asna.19081790602. ISSN 0004-6337.
  22. ↑ 22,0 22,1 Keenan, Philip C. (May 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.
  23. ↑ 23,0 23,1 Merrill, Paul W.; Wilson, Olin C. (May 1956). „Complex Lines in the Spectrum of RW Cephei“. The Astrophysical Journal. 123: 392. Bibcode:1956ApJ...123..392M. doi:10.1086/146178. ISSN 0004-637X.
  24. ↑ 24,0 24,1 24,2 24,3 Gahm, G. F.; Hultqvist, L. (1972). „Spectral properties of luminous late-type stars“. Astronomy and Astrophysics. 16: 329. Bibcode:1972A&A....16..329G. ISSN 0004-6361.
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 Mack, Eric. „One Of The Biggest Stars In The Milky Way Is Acting A Little Unstable“. Forbes (англиски). Посетено на 15 December 2022.
  26. ↑ 26,0 26,1 26,2 „Catch the Geminid Meteor Shower; Plus, Watch RW Cephei Fade“. Sky & Telescope (англиски). 12 December 2022. Посетено на 15 December 2022.
  27. ↑ 27,0 27,1 Humphreys, R. M. (1978). „Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 38: 309. Bibcode:1978ApJS...38..309H. doi:10.1086/190559.
  28. ↑ Bailer-Jones, C. A. L.; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Mantelet, G.; Andrae, R. (2018). „Estimating Distance from Parallaxes. IV. Distances to 1.33 Billion Stars in Gaia Data Release 2“. The Astronomical Journal. 156 (2): 58. arXiv:1804.10121. Bibcode:2018AJ....156...58B. doi:10.3847/1538-3881/aacb21. S2CID 119289017.
  29. ↑ Bailer-Jones, C. A. L.; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (2021). „Estimating Distances from Parallaxes. V. Geometric and Photogeometric Distances to 1.47 Billion Stars in Gaia Early Data Release 3“. The Astronomical Journal. 161 (3): 147. arXiv:2012.05220. Bibcode:2021AJ....161..147B. doi:10.3847/1538-3881/abd806. S2CID 228063812.
  30. ↑ Rate, Gemma; Crowther, Paul A.; Parker, Richard J. (June 2020). „Unlocking Galactic Wolf-Rayet stars with Gaia DR2 - II. Cluster and association membership“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (1): 1209–1226. arXiv:2005.02533. Bibcode:2020MNRAS.495.1209R. doi:10.1093/mnras/staa1290. ISSN 0035-8711.
  31. ↑ Saurin, T. A.; Bica, E.; Bonatto, C. (2010). „Star clusters in the Sh2-132 complex: Clues about the connection between embedded and open clusters“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 407 (1): 133. arXiv:1006.0246. Bibcode:2010MNRAS.407..133S. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16929.x. S2CID 53966692.
  32. ↑ „Hipparcos Tools Interactive Data Access“. Hipparcos. ESA. Посетено на 8 December 2021.
  33. ↑ Payne-Gaposchkin, Cecilia (1952). „Variable stars in Milton field 9“. Annals of Harvard College Observatory. 118: 147. Bibcode:1952AnHar.118..147P.
  34. ↑ Rajchl, Rostislav (1933). „Observations d'etoiles variables“. Publications of the Astronomical Institute of the Charles University. 18: 1–20. Bibcode:1933PAICU..18....1R.
  35. ↑ Percy, John R.; Kolin, David L. (2000). „Studies of Yellow Semiregular(SRd) Variables“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 28 (1): 1. Bibcode:2000JAVSO..28....1P.
  36. ↑ Semakin, N. K. (1954). „Photographic Observations of RW Cephei“. Peremennye Zvezdy. 10: 191. Bibcode:1954PZ.....10..191S.
  37. ↑ 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.
  38. ↑ Morgan, W. W.; Roman, Nancy G. (1950). „Revised Standards for Supergiants on the System of the Yerkes Spectral Atlas“. Astrophysical Journal. 112: 362. Bibcode:1950ApJ...112..362M. doi:10.1086/145351.
  39. ↑ Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Abt, H. A.; Tapscott, J. W. (1981). „Some aspects of the spectroscopic behavior of the stars of highest luminosity in the region of the Hertzsprung gap“. Astrophysical Journal. 243: 894. Bibcode:1981ApJ...243..894M. doi:10.1086/158654.
  40. ↑ Keenan, P. C.; Pitts, R. E. (1980). „Revised MK spectral types for G, K, and M stars“. Astrophysical Journal Supplement Series. 42: 541. Bibcode:1980ApJS...42..541K. doi:10.1086/190662.
  41. ↑ McCuskey, S. W. (1955). „Stellar Spectra in Milky way REGIONS.III.A Region in Cepheus-Lacerta“. Astrophysical Journal Supplement. 2: 75. Bibcode:1955ApJS....2...75M. doi:10.1086/190017.
  42. ↑ Josselin, E.; Plez, B. (2007). „Atmospheric dynamics and the mass loss process in red supergiant stars“. Astronomy and Astrophysics. 469 (2): 671. arXiv:0705.0266. Bibcode:2007A&A...469..671J. doi:10.1051/0004-6361:20066353. S2CID 17789027.
  43. ↑ Davies, Ben; Kudritzki, Rolf-Peter; Figer, Donald F. (September 2010). „The potential of red supergiants as extragalactic abundance probes at low spectral resolution“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 407 (2): 1203–1211. arXiv:1005.1008. Bibcode:2010MNRAS.407.1203D. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16965.x. ISSN 0035-8711. S2CID 118460729.
  44. ↑ de Jager, Cornelis (1998). „The yellow hypergiants“. Astronomy and Astrophysics Review. 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009. ISSN 0935-4956. S2CID 189936279.
  45. ↑ 45,0 45,1 Rayner, John T.; Cushing, Michael C.; Vacca, William D. (December 2009). „The Infrared Telescope Facility (IRTF) Spectral Library: Cool Stars“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 185 (2): 289–432. arXiv:0909.0818. Bibcode:2009ApJS..185..289R. doi:10.1088/0067-0049/185/2/289. ISSN 0067-0049. S2CID 118500715.
  46. ↑ Simpson, Janet P. (February 1991). „IRAS Low-Resolution Spectral Observations of the 10 and 18 Micron Silicate Emission Features“. The Astrophysical Journal. 368: 570. Bibcode:1991ApJ...368..570S. doi:10.1086/169721. ISSN 0004-637X.
  47. ↑ Rinsland, C. P.; Wing, R. F. (November 1982). „Observations of the first-overtone silicon monoxide bands in late-type stars“. The Astrophysical Journal. 262: 201–212. Bibcode:1982ApJ...262..201R. doi:10.1086/160411. ISSN 0004-637X.
  48. ↑ 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. (March 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. ISSN 0004-6256. S2CID 119281306.
  49. ↑ Sylvester, R. J.; Skinner, C. J.; Barlow, M. J. (December 1998). „Silicate and hydrocarbon emission from Galactic M supergiants“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301 (4): 1083–1094. Bibcode:1998MNRAS.301.1083S. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02078.x. ISSN 0035-8711.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=RW_Кефеј&oldid=5301743“