stringtranslate.com

RW Cefeo

RW Cephei es una hipergigante de tipo K y una estrella variable semirregular en la constelación de Cefeo , en el borde de la región Sharpless 132 H II y cerca del pequeño cúmulo abierto Berkeley 94. Es una de las estrellas más grandes conocidas con un radio de 1.100 veces el del Sol ( R ☉ ), casi tan grande como la órbita de Júpiter .

En 2022, la estrella experimentó un evento de "gran oscurecimiento" similar al de Betelgeuse .

La temperatura intermedia entre las supergigantes rojas y las hipergigantes amarillas ha llevado a que se la considere indistintamente como hipergigante roja [15] [16] o hipergigante amarilla. [17] [18]

Historia de la observación

El primer avistamiento documentado de RW Cephei se remonta a 1746, cuando fue incluida en un catálogo de estrellas compilado por James Bradley . [19] Se la ha descrito como una estrella roja desde al menos la década de 1840, [a] cuando Friedrich Wilhelm Argelander la señaló como "muy roja" en su catálogo. [20] Thomas William Backhouse y Henrietta Swan Leavitt descubrieron de forma independiente que RW Cephei era variable en 1899 y 1907 respectivamente, [21] [22] pero Angelo Secchi sospecha que es variable desde al menos 1868. [23] La estrella fue designada RW en 1908, siendo la decimoquinta variable descubierta en Cefeo. [24] El análisis de los espectros en 1942 reveló que RW Cephei era una estrella hipergigante altamente luminosa, que parecía más luminosa que Mu Cephei . [25] Estudios espectrales más detallados en 1956 y 1972 revelaron características espectrales únicas, [26] [27] que la distinguen de las otras hipergigantes conocidas. [27] Desde entonces, la estrella ha sido estudiada con poca frecuencia a lo largo de las décadas. A fines de 2022, se anunció que RW Cephei estaba experimentando un gran evento de oscurecimiento, [16] [28] [29] y posteriormente fue observada por el conjunto de interferometría CHARA en diciembre. [13]

Distancia

La distancia a RW Cephei se ha estimado en base a su luminosidad espectroscópica y se supone que es miembro de la asociación Cepheus OB1 , lo que lo coloca dentro del Brazo de Perseo de la Vía Láctea . [30] Las paralajes de Gaia Data Release 2 y Gaia Early Data Release 3 conducen a estimaciones de distancia de3.416+1,366
−829 pc [31] y6.666+1,561
−1,006 pc [32] respectivamente. Se considera generalmente que Cepheus OB1 se encuentra aproximadamente en3.400 pc . [7] Se cree que el cúmulo abierto Berkeley 94, del que RW Cephei puede ser miembro, está a una distancia de3.900 ± 110 pc . [15] La estrella y el cúmulo son parte de la región de formación estelar más grande Sh 2-132. [33]

Variabilidad

Una curva de luz para RW Cephei, trazada a partir de datos de Hipparcos [34]

El rango de magnitud de RW Cephei se dio como 8,2-8,8 utilizando placas fotográficas en el informe inicial, [22] mientras que estudios posteriores encontraron que el rango fotográfico era de 8,6-10,7, [35] [5] notando que los máximos y mínimos no pueden derivarse con ninguna certeza. [35] Otros autores estiman una amplitud de solo alrededor de 0,5 magnitudes. [36] Las estimaciones modernas ponen el rango de variabilidad de 6,0 a 7,6 en la banda V. [3]

RW Cephei ha sido clasificada como una estrella variable semirregular de tipo SRd , lo que significa que es una gigante amarilla o supergigante de variación lenta. El Catálogo General de Estrellas Variables cita un estudio de 1952 que le otorga un período de aproximadamente 346 días, [35] [5] mientras que otros estudios sugieren períodos diferentes y ciertamente ninguna periodicidad marcada. [37]

Gran oscurecimiento

Comparación de imágenes de la matriz CHARA tomadas en diciembre de 2022 y julio de 2023, que muestran el oscurecimiento y el posterior rebrillo de RW Cephei

En diciembre de 2022, dos astrónomos informaron que la estrella estaba atravesando un "gran oscurecimiento", alcanzando una magnitud más débil de lo habitual de 7,6. [16] [28] [29] Se especuló que esto se debía a períodos cortos de mayor pérdida de masa que conducen a la condensación de polvo que oscurece parcialmente la fotosfera estelar . [8] Esto se confirmó más tarde mediante observaciones con la matriz CHARA, que revelaron una mancha oscura en el lado occidental de la estrella que se sugirió que era una nube de polvo liberada en una reciente eyección de masa superficial. [13] Se sospechó que un máximo inusualmente brillante alcanzado en 2019 justo antes del oscurecimiento se debía a un enérgico ascenso convectivo de gas caliente, que luego se expulsó y se enfrió hasta convertirse en una nube de polvo que oscureció la estrella. [13] El evento se compara con el gran oscurecimiento de Betelgeuse que ocurrió a fines de 2019 [8] [13] [16] [28] [29] y los eventos de oscurecimiento observados en la curva de luz histórica de VY Canis Majoris . [8] [13]

Los espectros tomados por un astrónomo aficionado muestran la aparición de varias líneas de emisión nuevas durante el oscurecimiento, más notablemente las líneas H-α y K I a 766,5 y 769,9 nm. [18] La línea H-α está desplazada hacia el azul unos 40 km/s en relación con la estrella, lo que sugiere que la fuente de la emisión se está expandiendo hacia afuera. [18]

Observaciones anteriores realizadas con placas fotográficas entre 1948 y 1951 revelan una atenuación similar desde una magnitud de 9,16 a 9,5, seguida de un rápido aumento de brillo hasta una magnitud de 8,9. [38]

Espectro

RW Cephei muestra muchas líneas complejas en su espectro, muchas de las cuales son más fuertes y más anchas de lo habitual. [25] [26] [27] Un estudio inicial en 1956 centrado en la región espectral azul encontró muchas líneas de absorción de metales con dos componentes separados por un máximo central, atribuido a la emisión superpuesta a una línea de absorción ensanchada debido a la turbulencia. [26] Se encontró que los componentes de absorción cortos eran significativamente más fuertes que los componentes largos, causados ​​​​por una capa de gas que se mueve hacia afuera. [26] Un estudio de seguimiento en 1972 centrado en regiones espectrales más rojas encontró líneas Na D inusualmente fuertes , demasiado intensas para ser causadas por el medio interestelar . [27] Se encontró que la línea Fe I era un 30% más fuerte que en las supergigantes normales de tipo K, mientras que las líneas Ti I y V I eran de la misma fuerza o más débiles. [27] Con estas características espectrales peculiares, la estrella no encuentra contraparte entre las hipergigantes conocidas, y solo Rho Cassiopeiae muestra características remotamente similares. [27]

El espectro ha sido clasificado tan temprano como G8 y tan tarde como M2, pero no está claro que haya habido variación real. En el primer atlas espectral MK, fue catalogado como M0:Ia. [39] RW Cephei fue catalogada más tarde como la estrella estándar para el tipo espectral G8 Ia, [40] luego como el estándar para K0 0-Ia. [41] Basándose en los mismos espectros se ajustó a la estrella estándar para el tipo K2 0-Ia. [42] Las bandas moleculares características de las estrellas de clase M se ven en espectros infrarrojos, pero no siempre en espectros ópticos. [43] [44]

Propiedades físicas

La temperatura de RW Cephei es incierta, con intensidades de excitación contradictorias en el espectro. Un ajuste de temperatura de correlación de color simple arroja temperaturas de alrededor de 3749 K, mientras que un ajuste de espectro completo arroja una temperatura de 5018 K. [12] Otro ajuste que utiliza datos espectrales de banda J y modelos estelares MARCS arroja una temperatura de3.770 ± 170 K. [14] Este ajuste también da como resultado una metalicidad de [Fe/H] =+0,17 ± 0,20 , lo que indica que la estrella es ligeramente rica en metales en relación con el Sol . [14] Un estudio más reciente encuentra una temperatura de 4400 K consistente con su tipo espectral. [8] Con base en la intensidad de la línea de CO a 2,29 μm, se indica que RW Cephei bajó su temperatura de 4200 K a 3900 K durante el oscurecimiento. [13]

Las luminosidades se han derivado en base a una pertenencia a Cepheus OB1, con estudios que encuentran luminosidades excepcionalmente altas de 545.000  L ☉ , [30] o 468.000  L ☉ . [45] Un estudio más reciente encuentra una luminosidad algo menor de 300.000  L ☉ utilizando la distribución de energía espectral de un ajuste del modelo DUSTY. [8]

Las imágenes de RW Cephei obtenidas con el conjunto CHARA revelan que la estrella tiene forma de caja. Las imágenes obtenidas con el algoritmo SURFING dan como resultado un diámetro angular oscurecido en el borde de 2,45 mas, que corresponde a un radio lineal de900–1.760  R ☉ dependiendo de la distancia adoptada. [13] En 2024, se demostró que el tamaño de la estrella había aumentado un 8% desde su oscurecimiento de 2022. El diámetro angular, combinado con una distancia promedio de 3.935 pc (12.830 años luz) a Berkeley 94, da un radio de 1100  R ☉ . [11]

Alrededores

Imagen de 11,9 μm de la emisión extendida alrededor de RW Cephei

La estrella muestra evidencia de una cantidad significativa de material circunestelar en su espectro. [27] [46] [8] [13] El espectro de baja resolución de IRAS muestra firmas de emisión de silicato ópticamente grueso a 10 y 18 μm, [47] una indicación de grandes cantidades de pérdida de masa. [46] La emisión en las bandas de SiO de primer sobretono se sospechó en 1982, [48] y luego se confirmó utilizando espectros de mayor resolución que mostraban signos claros de emisión a 4,0, 4,04 y 4,08 μm. [46] Las imágenes directas en bandas de infrarrojo medio revelan que la fuente está extendida, con una estructura azimutalmente simétrica similar a IRC +10420 . [49] [8] Se ha estimado que el radio de esta emisión es de ~0,3–0,4 segundos de arco a 11,9 μm, lo que corresponde a un radio físico de ~1.000–1.400 au a una distancia de 3,4 kpc. [8]

Pérdida de masa

Se ha determinado que la tasa actual de pérdida de masa de RW Cephei es ~7 × 10 −6  M ☉ /año utilizando un ajuste del modelo DUSTY. [8] Un estudio previo estimó1,8 × 10 −5  M ☉ /año utilizando intensidades de línea de silicato y adoptando una distancia de 2,8 kpc. [50] El análisis de la emisión infrarroja media circundante indica que RW Cephei terminó un período de pérdida de masa mejorada hace ~95–140 años, [b] lo que sugiere que ha abandonado la fase de supergigante roja y actualmente está evolucionando hacia temperaturas más altas. [8] La fase actual de pérdida de masa parece estar dominada por varias eyecciones de masa, incluido el "gran oscurecimiento" observado. [8] [13]

Véase también

Notas

  1. ^ Se desconoce el año exacto de la observación, pero se cree que se realizó en algún momento entre 1841 y 1844.
  2. ^ Suponiendo una velocidad del viento de 50 km/s basada en valores de hipergigantes rojas y amarillas conocidas

Referencias

  1. ^ abcde Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ abcd Ducati, JR (2002). "Catálogo de datos en línea VizieR: Catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson". Colección CDS/ADC de catálogos electrónicos . 2237 : 0. Bibcode :2002yCat.2237....0D.
  3. ^ abc Watson, CL (2006). "El índice internacional de estrellas variables (VSX)". 25.º simposio anual sobre ciencia de los telescopios de la Sociedad de Ciencias Astronómicas. Celebrado del 23 al 25 de mayo . 25 : 47. Bibcode :2006SASS...25...47W.
  4. ^ Keenan, ordenador personal; Yorka, SB (1988). "Estándares espectrales MK revisados ​​en 1988 para Stars GO y posteriores". Boletín de información del Centre de Données Stellaires . 35 : 37. Código Bib : 1988BICDS..35...37K.
  5. ^ abc Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  6. ^ Kharchenko, NV; Scholz, R.-D.; Piskunov, AE; Röser, S.; Schilbach, E. (2007). "Suplementos astrofísicos del ASCC-2.5: Ia. Velocidades radiales de ˜55000 estrellas y velocidades radiales medias de 516 cúmulos abiertos y asociaciones galácticas". Astronomische Nachrichten . 328 (9): 889. arXiv : 0705.0878 . Bibcode :2007AN....328..889K. doi :10.1002/asna.200710776. S2CID  119323941.
  7. ^ ab Rate, Gemma; Crowther, Paul A.; Parker, Richard J. (junio de 2020). "Desbloqueo de estrellas Wolf-Rayet galácticas con Gaia DR2 - II. Membresía de cúmulos y asociaciones". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 (1): 1209–1226. arXiv : 2005.02533 . Código Bibliográfico :2020MNRAS.495.1209R. doi : 10.1093/mnras/staa1290 . ISSN  0035-8711.
  8. ^ abcdefghijklmn Jones, Terry Jay; Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta (mayo de 2023). "La reciente historia de pérdida de masa de la hipergigante RW Cep". Notas de investigación de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 7 (5): 92. Bibcode :2023RNAAS...7...92J. doi : 10.3847/2515-5172/acd37f . ISSN  2515-5172. S2CID  258701379.
  9. ^ Stencel, Robert E.; Pesce, Joseph E.; Hagen Bauer, Wendy (1988). "Cubierta de 'escombros' circunestelares en el infrarrojo lejano de estrellas supergigantes rojas". Astronomical Journal . 95 : 141. Bibcode :1988AJ.....95..141S. doi :10.1086/114622.
  10. ^ Humphreys, RM (1984). "Las estrellas más brillantes en las Nubes de Magallanes y otras galaxias de tipo tardío". Simposio de la IAU . 108 : 145–156. Código Bibliográfico :1984IAUS..108..145H. doi : 10.1017/S0074180900040134 .
  11. ^ abcd Anugu, Narsireddy; Gies, Douglas R.; Roettenbacher, Rachael M.; Monnier, John D.; Montargés, Miguel; Mérand, Antoine; Barón, Fabien; Schaefer, Gail H.; Shepard, Katherine A.; Kraus, Stefan; Anderson, Mateo D.; Codrón, Isabelle; Gardner, Tyler; Gutiérrez, Mayra; Köhler, Rainer (septiembre de 2024). "Imágenes de la evolución temporal del hipergigante RW Cephei durante la fase de resplandeciente después del gran oscurecimiento". Las cartas del diario astrofísico . 973 (1): L5. arXiv : 2408.11906 . doi : 10.3847/2041-8213/ad736c . ISSN  2041-8205.
  12. ^ ab Meneses-Goytia, S.; Peletier, RF; Trager, SC; Falcón-Barroso, J.; Koleva, M.; Vazdekis, A. (2015). "Poblaciones estelares individuales en el infrarrojo cercano. I. Preparación de la biblioteca estelar espectral IRTF". Astronomía y Astrofísica . 582 : A96. arXiv : 1506.07184 . Código Bibliográfico :2015A&A...582A..96M. doi :10.1051/0004-6361/201423837. S2CID  119187195.
  13. ^ abcdefghijk Anugu, Narsireddy; Barón, Fabien; Gies, Douglas R.; Lanthermann, Cyprien; Schaefer, Gail H.; Shepard, Katherine A.; Brummelaar, Theo diez; Monnier, John D.; Kraus, Stefan; Le Bouquin, Jean-Baptiste; Davies, Claire L.; Ennis, Jacob; Gardner, Tyler; Labdón, Aarón; Roettenbacher, Rachael M. (agosto de 2023). "El gran oscurecimiento de la estrella hipergigante RW Cephei: imágenes de matriz CHARA y análisis espectral". La Revista Astronómica . 166 (2): 78. arXiv : 2307.04926 . Código Bib : 2023AJ....166...78A. doi : 10.3847/1538-3881/ace59d . ISSN  0004-6256.
  14. ^ abc Davies, Ben; Kudritzki, Rolf-Peter; Figer, Donald F. (septiembre de 2010). "El potencial de las supergigantes rojas como sondas de abundancia extragalácticas a baja resolución espectral". 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.
  15. ^ ab Delgado, AJ; Djupvik, AA; Costado, MT; Alfaro, EJ (2013). "Berkeley 94 y Berkeley 96: Dos cúmulos jóvenes con diferente evolución dinámica". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 435 (1): 429. arXiv : 1307.4290 . Bibcode :2013MNRAS.435..429D. doi : 10.1093/mnras/stt1311 . S2CID  118642318.
  16. ^ abcd Vollmann, Wolfgang; Sigismondi, Costantino (diciembre de 2022). "RW Cephei gran atenuación". El telegrama del astrónomo . 15800 : 1. Código Bib : 2022ATel15800....1V.
  17. ^ Castro-Carrizo, A.; Quintana-Lacaci, G.; Bujarrabal, V.; Neri, R.; Alcolea, J. (2007). "Mapeo de 12CO con resolución de segundos de arco de las hipergigantes amarillas IRC +10420 y AFGL 2343". Astronomía y Astrofísica . 465 (2): 457–467. arXiv : astro-ph/0702400 . Código Bib : 2007A y A...465..457C. doi :10.1051/0004-6361:20066169. S2CID  53127885.
  18. ^ abc Leadbeater, Robin (marzo de 2023). "El oscurecimiento de RW Cep en 2022: un primer vistazo". Circular de la sección de estrellas variables de la Asociación Astronómica Británica . 195 : 7–12. Código Bibliográfico :2023BAAVC.195....7L.
  19. ^ Bradley, J. (1855). Catálogo von 4219 Sternen nach Beobachtungen am Durchgangsinstrument 1743 - 1750 und am Quadranten 1743 - 1753 . Código bibliográfico : 1855csbd.book.....B.
  20. ^ 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. Código Bib : 1852AnWiD...2....3O.
  21. ^ Backhouse, TW (julio de 1899). «Estrellas variables confirmadas o nuevas». El Observatorio . 22 : 275–276. Código Bibliográfico :1899Obs....22..275B. ISSN  0029-7704.
  22. ^ ab Pickering, Edward C. (agosto de 1907). "71 nuevas estrellas variables en los mapas de Harvard números 9, 12, 21, 48 y 51". Astronomische Nachrichten . 175 (20): 333–338. Código bibliográfico : 1907AN....175..333P. doi :10.1002/asna.19071752006. ISSN  0004-6337.
  23. ^ Secchi, Angelo (1868). Sugli spettri prismatici delle stelle fisse . Código bibliográfico : 1868sspd.bookR....S.
  24. ^ Dunér, Nils Christofer; Hartwig, Ernst; Müller, G. (octubre de 1908). "Benennung von neu entdeckten veränderlichen Sternen". Astronomische Nachrichten . 179 (6): 85. Código bibliográfico : 1908AN....179...85D. doi :10.1002/asna.19081790602. ISSN  0004-6337.
  25. ^ ab Keenan, Philip C. (mayo de 1942). "Luminosidades de las variables de tipo M de pequeño alcance". The Astrophysical Journal . 95 : 461. Bibcode :1942ApJ....95..461K. doi : 10.1086/144418 . ISSN  0004-637X.
  26. ^ abcd Merrill, Paul W.; Wilson, Olin C. (mayo de 1956). "Líneas complejas en el espectro de RW Cephei". The Astrophysical Journal . 123 : 392. Bibcode :1956ApJ...123..392M. doi : 10.1086/146178 . ISSN  0004-637X.
  27. ^ abcdefg Gahm, GF; Hultqvist, L. (1972). "Propiedades espectrales de estrellas luminosas de tipo tardío". Astronomía y Astrofísica . 16 : 329. Bibcode :1972A&A....16..329G. ISSN  0004-6361.
  28. ^ abc Mack, Eric. "Una de las estrellas más grandes de la Vía Láctea se comporta de forma un poco inestable". Forbes . Consultado el 15 de diciembre de 2022 .
  29. ^ abc "Captura la lluvia de meteoros Gemínidas; además, observa cómo se desvanece el RW Cephei". Sky & Telescope . 12 de diciembre de 2022 . Consultado el 15 de diciembre de 2022 .
  30. ^ ab Humphreys, RM (1978). "Estudios de estrellas luminosas en galaxias cercanas. I. Supergigantes y estrellas O en la Vía Láctea". The Astrophysical Journal Supplement Series . 38 : 309. Bibcode :1978ApJS...38..309H. doi :10.1086/190559.
  31. ^ Bailer-Jones, CAL; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Mantelet, G.; Andrae, R. (2018). "Estimación de distancias a partir de paralajes. IV. Distancias a 1.330 millones de estrellas en los datos de Gaia, versión 2". The Astronomical Journal . 156 (2): 58. arXiv : 1804.10121 . Código Bibliográfico :2018AJ....156...58B. doi : 10.3847/1538-3881/aacb21 . S2CID  119289017.
  32. ^ Bailer-Jones, CAL; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (2021). "Estimación de distancias a partir de paralajes. V. Distancias geométricas y fotogeométricas a 1.470 millones de estrellas en Gaia Early Data Release 3". The Astronomical Journal . 161 (3): 147. arXiv : 2012.05220 . Código Bibliográfico :2021AJ....161..147B. doi : 10.3847/1538-3881/abd806 . S2CID  228063812.
  33. ^ Saurin, TA; Bica, E.; Bonatto, C. (2010). "Cúmulos estelares en el complejo Sh2-132: pistas sobre la conexión entre cúmulos abiertos e integrados". 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.
  34. ^ "Acceso interactivo a datos de herramientas Hipparcos". Hipparcos . ESA . Consultado el 8 de diciembre de 2021 .
  35. ^ abc Payne-Gaposchkin, Cecilia (1952). "Estrellas variables en el campo Milton 9". Anales del Observatorio del Harvard College . 118 : 147. Código Bibliográfico :1952AnHar.118..147P.
  36. ^ Rajchl, Rostislav (1933). "Observaciones de estrellas variables". Publicaciones del Instituto Astronómico de la Universidad Carolina . 18 : 1–20. Bibcode :1933PAICU..18....1R.
  37. ^ Percy, John R.; Kolin, David L. (2000). "Estudios de variables semirregulares amarillas (SRd)". Revista de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables . 28 (1): 1. Código Bibliográfico :2000JAVSO..28....1P.
  38. ^ Semakin, NK (1954). "Observaciones fotográficas de RW Cephei". Peremennye Zvezdy . 10 : 191. Código bibliográfico : 1954PZ.....10..191S.
  39. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). "Atlas de espectros estelares, con un esquema de clasificación espectral". Chicago . Bibcode :1943assw.book.....M.
  40. ^ Morgan, WW; Roman, Nancy G. (1950). "Estándares revisados ​​para supergigantes en el sistema del Atlas espectral de Yerkes". Astrophysical Journal . 112 : 362. Bibcode :1950ApJ...112..362M. doi :10.1086/145351.
  41. ^ Morgan, WW; Keenan, PC; Abt, HA; Tapscott, JW (1981). "Algunos aspectos del comportamiento espectroscópico de las estrellas de mayor luminosidad en la región de la brecha de Hertzsprung". Astrophysical Journal . 243 : 894. Bibcode :1981ApJ...243..894M. doi :10.1086/158654.
  42. ^ Keenan, PC; Pitts, RE (1980). "Tipos espectrales MK revisados ​​para estrellas G, K y M". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 42 : 541. Código Bibliográfico :1980ApJS...42..541K. doi : 10.1086/190662 .
  43. ^ McCuskey, SW (1955). "Espectros estelares en la región de la Vía Láctea REGIONS.III.A en Cepheus-Lacerta". Suplemento de la revista Astrophysical Journal . 2 : 75. Bibcode :1955ApJS....2...75M. doi : 10.1086/190017 .
  44. ^ Josselin, E.; Plez, B. (2007). "Dinámica atmosférica y el proceso de pérdida de masa en estrellas supergigantes rojas". Astronomía y Astrofísica . 469 (2): 671. arXiv : 0705.0266 . Bibcode :2007A&A...469..671J. doi :10.1051/0004-6361:20066353. S2CID  17789027.
  45. ^ de Jager, Cornelis (1998). "Las hipergigantes amarillas". Astronomy and Astrophysics Review . 8 (3): 145–180. Bibcode :1998A&ARv...8..145D. doi :10.1007/s001590050009. ISSN  0935-4956. S2CID  189936279.
  46. ^ abc Rayner, John T.; Cushing, Michael C.; Vacca, William D. (diciembre de 2009). "La biblioteca espectral de la Instalación del Telescopio Infrarrojo (IRTF): estrellas frías". The Astrophysical Journal Supplement Series . 185 (2): 289–432. arXiv : 0909.0818 . Código Bibliográfico : 2009ApJS..185..289R. doi : 10.1088/0067-0049/185/2/289. ISSN  0067-0049. S2CID  118500715.
  47. ^ Simpson, Janet P. (febrero de 1991). "Observaciones espectrales de baja resolución IRAS de las características de emisión de silicato de 10 y 18 micrones". The Astrophysical Journal . 368 : 570. Bibcode :1991ApJ...368..570S. doi : 10.1086/169721 . ISSN  0004-637X.
  48. ^ Rinsland, CP; Wing, RF (noviembre de 1982). "Observaciones de las bandas de monóxido de silicio de primer sobretono en estrellas de tipo tardío". The Astrophysical Journal . 262 : 201–212. Bibcode :1982ApJ...262..201R. doi : 10.1086/160411 . ISSN  0004-637X.
  49. ^ 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. (marzo de 2016). "Búsqueda de polvo frío en el infrarrojo medio y lejano: las historias de pérdida de masa de las hipergigantes μ Cep, VY CMa, IRC+10420 y 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. Número de identificación del sujeto  119281306.
  50. ^ Sylvester, RJ; Skinner, CJ; Barlow, MJ (diciembre de 1998). "Emisión de silicatos e hidrocarburos de las supergigantes galácticas M". 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.