Википедија

S Златна Рипка

S Златна Рипка (S Doradus, исто така познат како S Dor) ― една од најсветлите ѕвезди во Големиот Магеланов Облак, придружна галаксија на Млечниот Пат, сместена на приближно 160.000 светлосни години од нас. Ѕвездата е сјајна сина променлива ѕвезда и една од најсјајните ѕвезди кои се познати, со сјајност што варира многу над и под 1.000.000 пати поголема од сјајноста на Сонцето, иако е премногу далеку за да биде видена со голо око.

S Златна Рипка

S Златна Рипка е најсветлата поединечна ѕвезда во NGC 1910, опкружена со долната „спирална рака“. Светлата ѕвезда во долната десна магливост(N119) е R85.
Автор: ESO
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Златна Рипка
Ректасцензија 05ч 18м &1000000000014357200000014,3572с[1]
Деклинација −69° 15′ &1000000000000114800000001,148″[1]
Прив. величина (V) 8.6 – 11.5[2]
Особености
Спектрален тип B8/9eq – F0/5:Iae[3]
U−B Боен показател –0.98[4]
B−V Боен показател +0.11[4]
Променлив тип S Златна Рипка[2]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)+228[5] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: 1.735[1] млс/г
Дек.: 0.280[1] млс/г
Паралакса (π)0.0073 ± 0.0371[1] млс
Оддалеченост169,000 сг
(51,800 пс)
Апсолутна величина (MV)–7.6 (1965)
–10.0 (1989)[6]
Податоци
Маса24+16
2[7] M☉
Податоци
1989 (максимум)
Полупречник380[8] R☉
Површ. грав. (log g)0.6[8]
Сјајност910,000[6] L☉
Температура8,500[6] K
Податоци
1985 (минимум)
Полупречник100[8] R☉
Површ. грав. (log g)1.6[8]
Сјајност1,400,000[8] L☉
Температура20,000[8] K
Податоци
1965 (длабочински минимум)
Сјајност2,000,000[6] L☉
Температура35,000[6] K
Други ознаки
CD-69 295, HD 35343, CPD-69 356, IRAS 05182-6918, AAVSO 0518-69.
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Историја

уреди

S Златна Рипка била забележана во 1897 година како необична и променлива ѕвезда, од Секиевиот тип I со светли линии Hα, Hβ и Hγ.[9] Формалното признавање како променлива ѕвезда дошло со доделувањето на името S Златна Рипка (S Doradus) во 1904 година во вториот додаток на Каталог на променливи ѕвезди.[10]

Ѕвездата била набљудувана многу пати во текот на следните децении. Во 1924 година, таа била опишана како „класа од типот на P Лебед“ и заведена со фотографска величина 9,5.[11] Во 1925 година, нејзината апсолутна величина била проценета на -8,9.[12] Во 1933 година била наведена како ѕвезда Beq со 9. величина со светли водородни линии.[13] Таа била најсјајната ѕвезда позната во тоа време.[14][15]

Во 1943 година, променливоста била толкувана како резултат на затемнување на бинарен придружник, кој кружи со период од 40 години.[16] Ова било побиено во 1956 година, кога променливоста била опишана како неправилна, а спектарот како A0 со профили од типот на P Лебед и емисија за многу спектарски линии. Било забележано дека осветленоста опаѓа за 0,8 величини од 1954 до 1955 година.[17] Во исто време, S Златна Рипка била забележан како слична на Хабл-Сендиџови променливи ѕвезди, сјајни сини променливи ѕвезди откриени во M31 и M33 .[18] Краткиот минимум од 1955 година бил проследен со длабок минимум во 1964 година, кога спектарот бил спореден со Ета Кобилица во силен контраст со средниот спектар А при нормална осветленост.[19]

До 1969 година природата на S Златна Рипка сè уште била неизвесна, било сметано за веројатно ѕвезда пред главната низа,[20] но во текот на следната деценvија консензусот бил решен за променливите ѕвезди од типот S Златна рипка и Хабл-Сендеџовите променливи ѕвезди кои еволуирале како масивни суперџинови.[21][22] На крајот им било дадено името „luminous blue variables“ („сјајни сини променливи ѕвезди“) во 1984 година, измислено делумно поради сличноста на скратеницата LBV со добро дефинираната класа LPV (Long-period variable star; Долгопериодична променлива ѕвезда) на променливи ѕвезди.[23] Системот за класификација дефиниран во Општиот каталог на променливи ѕвезди го датира ова и затоа скратеницата SDOR е користена за LBV.[24]

Околина

уреди
 
Голем Магеланов Облак. NGC 1910 е означен во близина на средината на сликата, а S Златна Рипка е јасно видлива во целосна големина. (Заслуга: Роберт Гендлер/Европска јужна набљудувачница)

S Златна Рипка е најсветлиот член на расеаното јато NGC 1910, познато и како ѕвездено здружение LH41, видливо преку двоглед како светла кондензација во главната лента на Големиот Магеланов Облак (ГМО). Ова е во рамките на оддавната маглина N119, која има карактеристичен спирален облик.[25] Таа е една од видливо најсветлите поединечни ѕвезди во ГМО, понекогаш и најсветлата.[26] Има само неколку други ѕвезди со 9. величина во ГМО, како што е жолтиот хиперџин HD 33579.[27]

Постојат неколку збиени јата во близина на S Златна Рипка, во рамките на општата здружение NGC 1910/LH41. Најблиската е оддалечена помалку од четири лачни минути, содржи две од трите ѕвезди типот на WO во целиот ГМО, а целото јато е приближно иста светлина како S Златна Рипка. Малку подалеку е NGC 1916. Друга сјајна сина променлива ѕвезда, R85, е оддалечена само две лачни минути. Ова богато подрачје за ѕвездообразба, исто така, е домаќин на една трета Волф-Рајеова ѕвезда, најмалку десет други суперџинови и најмалку десет ѕвезди од класата О.[28]

S Златна Рипка има голем број на ѕвезди блиски придружници. Вашингтонскиот каталогот на двоѕвезди наведува две ѕвезди со 11. величина оддалечени 5 лачни секунди, што на растојание од ГМО е околу четири светлосни години.[29] Пронајден е многу поблизок придружник со помош на Сензорот за фино водење при Вселенскиот телескоп Хабл, оддалечен 1,7 секунди и послаб за четири величини.[30] Има и други блиски ѕвезди, особено еден суперџин од типот на OB со 12. величина на 13 секунди.[31]

Променливост

уреди
 
Светлинска крива на S Златна Рипка од 1987 до 2016 година, покажувајќи бавни варијации со длабок минимум во 2011 година.

Оваа ѕвезда припаѓа на сопствената истоимена класа наречена променливи ѕвезди од типот на S Златна Рипка, исто така означени како сјајни сини променливи ѕвезди или ССПЅ. ССПЅ покажуваат долги бавни промени во осветленоста, испрекинати со повремени испади. S Златна Рипка е вообичаена ѕвезда со светлинска величина 9, која варира за неколку десетини од светлинската величина во временски размери од неколку месеци, надредена на варијации од околу светлинска величина што трае неколку години. Крајниот опсег на овие варијации е од околу видлива величина 8,6-10,4. На секои неколку децении покажува подраматично намалување на осветленоста, до величина од 11,5. Природата на варијацијата е донекаде невообичаена за ССПЅ; S Златна Рипка е вообичаено во состојба на избувнување, со само повремено избледување до состојба на мирување што е вообичаена за повеќето ѕвезди во класата.[32]

 
Светлинска крива на S Златна Рипка од 2012 до 2016 година, покажувајќи ги микроваријациите надредени на бавен пораст од длабокиот минимум од 2011 година.

Бојата на S Златна Рипка се менува како што се менува нејзината осветленост, а таа е најсина кога ѕвездата е најбледа.[8] Во исто време, спектарот покажувал драматични промени. Тоа е вообичаено краен средно А суперџин од типот средно A, со профили од типот на P Лебед на многу линии (на пр. A5eq или A2/3Ia+e[33]). При максимална осветленост, спектарот може да стане ладен како суперџин F, со силни јонизирани метални линии и речиси никакви составни делови за емисија.[26] При минимална осветленост, во спектарот навладејува емисијата, особено забранетите линии на Feii но и хелиум и други метали. На длабокиот минимум овие особини се уште поизразени, а се појавува и емисија на Feiii.[19]

Обидите да биде идентификувана регуларноста во непредвидливите промени на осветленоста наведуваат период од околу 100 дена за малите варијации на замавот во близина на максималната осветленост. При минимална осветленост, сметано е дека овие микроваријации се случуваат со периоди до 195 дена. Побавните варијации се одликуваат со период од 6,8 години, со интервал од 35-40 години помеѓу длабоките минимуми. Микроваријациите се слични на промените на осветленоста прикажани со променливите ѕвезди од типот на α Лебед, кои се помалку светлечки топли суперџинови.[6]

Појас на нестабилност

уреди
 
Појасот на нестабилност на S Златна Рипка и избличното подрачје во Х-Р дијаграмот, прикажувајќи ја S Златна Рипка на минимум и максимум под претпоставка за постојана сјајност.

Променливите ѕвезди од типот на S Златна Рипка (сјајните сини променливи ѕвезди) покажуваат различни состојби на мирување и избувнување. За време на фазата на мирување, сјајни сините променливи ѕвезди (ССПЅ) лежат долж дијагоналната лента во Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм наречен Појас на нестабилност на S Златна Рипка, при што посјајните примери имаат пожешки температури.[34]

Стандардната теорија е дека изблиците на сјајните сини променливи ѕвезди се случуваат кога загубата на маса се зголемува и крајно густиот ѕвезден ветер создава псевдофотосфера. Температурата паѓа додека непроѕирноста на ветрот не почне да се намалува, што значи дека сите изблици на ССПЅ достигнуваат температура околу 8.000-9.000 K. Сметано е дека болометриската сјајност за време на изблиците останува главно непроменета, но видливата сјајност се зголемува како што зрачењето се префрла од ултравиолетов во видлив опсег.[35] Подробните истражувања покажале дека некои ССПЅ-и ја менуваат сјајноста од минимална на максимална. Пресметувано е дека S Златна Рипка е помалку сјајна при максимална осветленост (минимална температура), веројатно како резултат на потенцијалната енергија што оди во проширување на значителен дел од ѕвездата. AG Кобилица и HR Кобилица покажуваат слични намалувања на сјајноста во некои студии, но во најубедливиот случај, AFGL 2298 ја зголемил својата сјајност за време на неговите изблици.[8]

Ретки поголеми избуви може да се појават како долготрајни подсветлечки супернови и се наречени лажни супернови. Причината за избувиет е непозната, но ѕвездата преживува и може да доживее повеќекратни ерупции. Ета Кобилица и P Лебед се единствените познати примери во Млечниот Пат, а S Златна Рипка не покажала таков избув.[36]

Ѕвездени својства

уреди
 
Својствата на S Златна Рипка на минимум и максимум според различни студии:
- ван Хендерен (2001),[6] температура на минимум изведена од боен показател
- Ламерс (1995),[8] својства добиени од атмосферата на моделот што не е месен термодинамичен еквилибриум - Хамфрис и Дејвидсон (1994),[37] температурата на минимум претпоставува постојана сјајност.

Температурата на една сјајна сина променлива ѕвезда е тешко да биде одредена бидејќи спектрите се толку чудни и стандардните калибрации на бои не се применувани, така што промените на осветленоста поврзани со варијациите на осветленоста не можат точно да бидат пресметаат. Во рамките на маргините на грешка, често се претпоставуваше дека сјајноста останува константна за време на сите изблици на ССПЅ. Ова е веројатно ако избликот се состои само од непроѕирен ѕвезден ветер кој образура псевдофотосфера за да имитира поголема поладна ѕвезда.[38]

Подобрата атмосферска физика и набљудувањата на промените на сјајноста за време на некои изливи на ССПЅ, фрлиле сомнеж врз првобитните модели.[39] Атмосферата на S Златна Рипка била подробно моделирана помеѓу нормален минимум со величина 10,2 во 1985 година и максимум со величина 9,0 во 1989 година. Температурата била пресметана да падне од 20.000 K на 9.000 K, а сјајноста падна од 1,400,000 L☉ до 708,000 L☉. Ова одговара на зголемување на полупречникот на видливата површина на ѕвездата од 100 R☉ до 380 R☉.[8] Поедноставна пресметка на варијацијата од длабокиот минимум од 1965 година со светлинска величина 11,5 до максимумот од 1989 година дава пад на температурата од 35.000 K на 8.500 K, а падот на сјајноста од 2,000,000 L☉ до 910,000 L☉.[6] За краток период во текот на максимумот кон крајот на 1999 година, температурата дополнително се спуштила помеѓу 7.500 K и 8.500 K, без осветленоста да се промени забележително. Ова е нормално кај другите ССПЅ-и на максимум и е станува ладно колку што тие можат, но тоа не било видено во S Златна Рипка порано или оттогаш.[26] Набљудувањата на AG Кобилица покажале дека секоја промена на сјајноста помеѓу минимумот и максимумот, може да се случи нагло во мал температурен опсег, при што светлината е приближно постојана во текот на остатокот светлинската крива.[40]

Масата на една ССПЅ е тешко директно да биде пресметана освен ако не е во двоен систем. Површинската гравитација драматично се менува и е тешко да биде измерена од чудните спектарски линии, а полупречлникоте слабо дефиниран. Сметано дека ССПЅ-и се директни претходници на Волф-Рајеовата ѕвезда, но може да се или штотуку еволуирани од главната низа или послецрвени суперџинови ѕвезди со многу помала маса. Во случајот на S Златна Рипка, сегашната маса веројатно ќе биде во опсег од 20–45 M☉.[7][8]

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  2. ↑ 2,0 2,1 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: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
  3. ↑ 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. Bibcode:2014yCat....1.2023S.
  4. ↑ 4,0 4,1 Nicolet, B. (1978). „Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 34: 1–49. Bibcode:1978A&AS...34....1N.
  5. ↑ Evans, D. S. (June 20–24, 1966). „The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities“. Во Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (уред.). Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30. University of Toronto: International Astronomical Union. Bibcode:1967IAUS...30...57E.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 6,7 van Genderen, A.M. (2001). „S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds“. Astronomy & Astrophysics. 366 (2): 508–531. Bibcode:2001A&A...366..508V. doi:10.1051/0004-6361:20000022.
  7. ↑ 7,0 7,1 Lamers, H. J. G. L. M.; Bastiaanse, M. V.; Aerts, C.; Spoon, H. W. W. (1998). „Periods, period changes and the nature of the microvariations of Luminous Blue Variables“. Astronomy and Astrophysics. 335: 605. Bibcode:1998A&A...335..605L.
  8. ↑ 8,00 8,01 8,02 8,03 8,04 8,05 8,06 8,07 8,08 8,09 8,10 Lamers, H. J. G. L. M. (February 6–10, 1995). „Observations and Interpretation of Luminous Blue Variables“. Proceedings of IAU Colloquium 155, Astrophysical applications of stellar pulsation. Astrophysical Applications of Stellar Pulsation. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 83. Cape Town, South Africa: Astronomical Society of the Pacific. стр. 176–191. Bibcode:1995ASPC...83..176L.
  9. ↑ Pickering, E. C.; Fleming, W. P. (1897). „Large Magellanic Cloud“. Astrophysical Journal. 6: 459. Bibcode:1897ApJ.....6..459P. doi:10.1086/140426.
  10. ↑ Pickering, Edward C. (1905). „Second supplement to Catalogue of Variable Stars“. Annals of Harvard College Observatory. 53: 143. Bibcode:1905AnHar..53..143P.
  11. ↑ Cannon, Annie J. (1924). „Peculiar Spectra in the Large Magellanic Cloud“. Harvard College Observatory Bulletin. 801: 1. Bibcode:1924BHarO.801....1C.
  12. ↑ Shapley, Harlow; Wilson, Harvia H. (1925). „The Magellanic Clouds, IV. The Absolute Magnitudes of Nebulae, Clusters, and Peculiar Stars in the Large Cloud“. Harvard College Observatory Circular. 271: 1. Bibcode:1925HarCi.271....1S.
  13. ↑ Merrill, Paul W.; Burwell, Cora G. (1933). „Catalogue and Bibliography of Stars of Classes B and a whose Spectra have Bright Hydrogen Lines“. Astrophysical Journal. 78: 87. Bibcode:1933ApJ....78...87M. doi:10.1086/143490.
  14. ↑ Shapley, Harlow (1931). „Notes on the Large Magellanic Cloud, I. A Cosmographic Survey“. Harvard College Observatory Bulletin. 881: 1. Bibcode:1931BHarO.881....1S.
  15. ↑ Lewis, Isabel M. (1926). „The Magellanic Clouds“. Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 1 (7): 23. Bibcode:1926ASPL....1...23L.
  16. ↑ Gaposchkin, Sergei (1943). „The Variable Star S Doradus as an Eclipsing Binary“. Astrophysical Journal. 97: 166. Bibcode:1943ApJ....97..166G. doi:10.1086/144509.
  17. ↑ Smith, Henry J. (1957). „Spectra of Bright-Line Stars in the Large Magellanic Cloud“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (407): 137. Bibcode:1957PASP...69..137S. doi:10.1086/127032.
  18. ↑ 19,0 19,1 Thackeray, A. D. (1965). „Spectroscopic variations of S. Doradus“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 129 (2): 169–180. Bibcode:1965MNRAS.129..169T. doi:10.1093/mnras/129.2.169.
  19. ↑ Martini, A. (1969). „On the interpretation of S Doradus“. Astronomy and Astrophysics. 3: 443. Bibcode:1969A&A.....3..443M.
  20. ↑ Thackeray, A. D. (1974). „Variations of S Dor and HDE 269006“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 168: 221–233. Bibcode:1974MNRAS.168..221T. doi:10.1093/mnras/168.1.221.
  21. ↑ Sharov, A. S. (1975). „S Dor-type variables in other galaxies“. Variable Stars and Stellar Evolution. Proceedings of the International Astronomical Union Symposia. 67. стр. 275–284. Bibcode:1975IAUS...67..275S. doi:10.1007/978-94-010-9934-9_38. ISBN 978-90-277-0579-2.
  22. ↑ Conti, P. S. (1984). „Basic Observational Constraints on the Evolution of Massive Stars“. Observational Tests of the Stellar Evolution Theory. Proceedings of the International Astronomical Union Symposia. 105. стр. 233–254. Bibcode:1984IAUS..105..233C. doi:10.1007/978-94-010-9570-9_47. ISBN 978-90-277-1775-7.
  23. ↑ Kholopov, P. N. (1981). „On the Classification of Variable Stars“. Peremennye Zvezdy. 21: 465. Bibcode:1981PZ.....21..465K.
  24. ↑ Neugent, Kathryn F.; Massey, Philip; Morrell, Nidia (2012). „The Discovery of a Rare Wo-Type Wolf–Rayet Star in the Large Magellanic Cloud“. The Astronomical Journal. 144 (6): 162. arXiv:1210.0062. Bibcode:2012AJ....144..162N. doi:10.1088/0004-6256/144/6/162. ISSN 0004-6256. S2CID 118628394.
  25. ↑ 26,0 26,1 26,2 Massey, Philip (February 2000). „An Unprecedented Change in the Spectrum of S Doradus: As Cool as It Gets“. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (768): 144–147. Bibcode:2000PASP..112..144M. doi:10.1086/316515.
  26. ↑ Feast, M. W.; Thackeray, A. D.; Wesselink, A. J. (1960). „The brightest stars in the Magellanic Clouds“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 121 (4): 337. Bibcode:1960MNRAS.121..337F. doi:10.1093/mnras/121.4.337.
  27. ↑ Neugent, Kathryn F.; Massey, Philip; Morrell, Nidia (2012). „The Discovery of a Rare WO-type Wolf-Rayet Star in the Large Magellanic Cloud“. The Astronomical Journal. 144 (6): 162. arXiv:1210.0062. Bibcode:2012AJ....144..162N. doi:10.1088/0004-6256/144/6/162. S2CID 118628394.
  28. ↑ Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). „The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog“. The Astronomical Journal. 122 (6): 3466. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920.
  29. ↑ Aldoretta, E. J.; Caballero-Nieves, S. M.; Gies, D. R.; Nelan, E. P.; Wallace, D. J.; Hartkopf, W. I.; Henry, T. J.; Jao, W.-C.; Maíz Apellániz, J.; Mason, B. D.; Moffat, A. F. J.; Norris, R. P.; Richardson, N. D.; Williams, S. J. (2015). „The Multiplicity of Massive Stars: A High Angular Resolution Survey with the Guidance Sensor“. The Astronomical Journal. 149 (1): 26. arXiv:1410.0021. Bibcode:2015AJ....149...26A. doi:10.1088/0004-6256/149/1/26. S2CID 58911264.
  30. ↑ Wolf, B.; Appenzeller, I.; Cassatella, A. (1980). „IUE and ground based observations of the LMC star S Doradus“. Astronomy and Astrophysics. 88: 15. Bibcode:1980A&A....88...15W.
  31. ↑ Van Genderen, A. M.; Sterken, C.; De Groot, M. (1997). „New discoveries on the S DOR phenomenon based on an investigation of the photometric history of the variables AG Car, S DOR and Eta Car“. Astronomy and Astrophysics. 318: 81. Bibcode:1997A&A...318...81V.
  32. ↑ Munari, U.; Siviero, A.; Bienaymé, O.; Binney, J.; Bland-Hawthorn, J.; Campbell, R.; Freeman, K. C.; Fulbright, J. P.; Gibson, B. K.; Gilmore, G.; Grebel, E. K.; Helmi, A.; Navarro, J. F.; Parker, Q. A.; Reid, W.; Seabroke, G. M.; Siebert, A.; Steinmetz, M.; Watson, F. G.; Williams, M.; Wyse, R. F. G.; Zwitter, T. (2009). „RAVE spectroscopy of luminous blue variables in the Large Magellanic Cloud“. Astronomy and Astrophysics. 503 (2): 511. arXiv:0907.0177. Bibcode:2009A&A...503..511M. doi:10.1051/0004-6361/200912398. S2CID 17193868.
  33. ↑ Wolf, B. (1989). „"Normal" LBV Eruptions a La S Doradus“. Physics of Luminous Blue Variables. Astrophysics and Space Science Library. 157. стр. 91–100. doi:10.1007/978-94-009-1031-7_10. ISBN 978-94-010-6955-7.
  34. ↑ Lamers, Henny J. G. L. M. (1987). „Variations in Luminous Blue Variables“. Instabilities in Luminous Early Type Stars. Astrophysics and Space Science Library. 136. стр. 99–126. doi:10.1007/978-94-009-3901-1_7. ISBN 978-94-010-8232-7.
  35. ↑ Davidson, Kris (1987). „Giant Outbursts of the Eta Carinae – P Cygni Type“. Instabilities in Luminous Early Type Stars. Astrophysics and Space Science Library. 136. стр. 127–142. doi:10.1007/978-94-009-3901-1_8. ISBN 978-94-010-8232-7.
  36. ↑ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris (1994). „The luminous blue variables: Astrophysical geysers“. Astronomical Society of the Pacific. 106: 1025. Bibcode:1994PASP..106.1025H. doi:10.1086/133478.
  37. ↑ Smith, Nathan; Vink, Jorick S.; De Koter, Alex (2004). „The Missing Luminous Blue Variables and the Bistability Jump“. The Astrophysical Journal. 615 (1): 475–484. arXiv:astro-ph/0407202. Bibcode:2004ApJ...615..475S. doi:10.1086/424030. S2CID 17904692.
  38. ↑ Smith, Nathan; Tombleson, Ryan (2015). „Luminous blue variables are antisocial: Their isolation implies that they are kicked mass gainers in binary evolution“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 447 (1): 598–617. arXiv:1406.7431. Bibcode:2015MNRAS.447..598S. doi:10.1093/mnras/stu2430. S2CID 119284620.
  39. ↑ Groh, J. H.; Hillier, D. J.; Damineli, A.; Whitelock, P. A.; Marang, F.; Rossi, C. (2009). „On the Nature of the Prototype Luminous Blue Variable Ag Carinae. I. Fundamental Parameters During Visual Minimum Phases and Changes in the Bolometric Luminosity During the S-Dor Cycle“. The Astrophysical Journal. 698 (2): 1698–1720. arXiv:0904.2363. Bibcode:2009ApJ...698.1698G. doi:10.1088/0004-637X/698/2/1698. S2CID 1391092.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=S_Златна_Рипка&oldid=5262705“