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hipergigante

Una hipergigante ( clase de luminosidad 0 o Ia + ) es un tipo muy raro de estrella que tiene una luminosidad , masa, tamaño y pérdida de masa extremadamente altos debido a sus vientos estelares extremos . El término hipergigante se define como clase de luminosidad 0 (cero) en el sistema MKK . Sin embargo, esto rara vez se ve en la literatura o en las clasificaciones espectrales publicadas, excepto en grupos específicos bien definidos como las hipergigantes amarillas , RSG ( supergigantes rojas ) o supergigantes azules B(e) con espectros de emisión. Más comúnmente, las hipergigantes se clasifican como Ia-0 o Ia + , pero a las supergigantes rojas rara vez se les asignan estas clasificaciones espectrales. Los astrónomos están interesados ​​en estas estrellas porque se relacionan con la comprensión de la evolución estelar, especialmente la formación estelar, la estabilidad y su esperada desaparición como supernovas .

Origen y definición

En 1956, los astrónomos Feast y Thackeray utilizaron el término supersupergigante (luego cambiado a hipergigante) para estrellas con una magnitud absoluta más brillante que M V = −7 ( M Bol será mayor para estrellas muy frías y muy calientes, por ejemplo en menos −9,7 para una hipergigante B0). En 1971, Keenan sugirió que el término se usaría sólo para supergigantes que mostraran al menos un componente de emisión amplio en Hα , lo que indica una atmósfera estelar extendida o una tasa de pérdida de masa relativamente grande. El criterio de Keenan es el más utilizado por los científicos en la actualidad. [1]

Para ser clasificada como hipergigante, una estrella debe ser muy luminosa y tener firmas espectrales que muestren inestabilidad atmosférica y una alta pérdida de masa. Por lo tanto, es posible que una estrella supergigante no hipergigante tenga la misma o mayor luminosidad que una hipergigante de la misma clase espectral. Se espera que las hipergigantes tengan un ensanchamiento y un corrimiento al rojo característicos de sus líneas espectrales, produciendo una forma espectral distintiva conocida como perfil P Cygni . El uso de líneas de emisión de hidrógeno no es útil para definir las hipergigantes más frías, y éstas se clasifican en gran medida según su luminosidad, ya que la pérdida de masa es casi inevitable para la clase. [ cita necesaria ]

Formación

Comparación de (de izquierda a derecha) la Estrella Pistola , Rho Cassiopeiae , Betelgeuse y VY Canis Majoris superpuestas a un contorno del Sistema Solar. El medio anillo azul centrado cerca del borde izquierdo representa la órbita de Neptuno , el planeta más externo del Sistema Solar .

Las estrellas con una masa inicial superior a aproximadamente 25  M ☉ se alejan rápidamente de la secuencia principal y aumentan algo de luminosidad hasta convertirse en supergigantes azules. Se enfrían y aumentan de tamaño a una luminosidad aproximadamente constante hasta convertirse en una supergigante roja, luego se contraen y aumentan de temperatura a medida que las capas externas desaparecen. Pueden "rebotar" hacia adelante y hacia atrás ejecutando uno o más "bucles azules", aún con una luminosidad bastante constante, hasta que explotan como una supernova o se despojan por completo de sus capas externas para convertirse en una estrella Wolf-Rayet . Las estrellas con una masa inicial superior a unos 40  M ☉ son simplemente demasiado luminosas para desarrollar una atmósfera extendida estable y, por lo tanto, nunca se enfrían lo suficiente como para convertirse en supergigantes rojas. Las estrellas más masivas, especialmente las estrellas que giran rápidamente con convección y mezcla mejoradas, pueden omitir estos pasos y pasar directamente a la etapa Wolf-Rayet. [ cita necesaria ]

Esto significa que las estrellas en la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell , donde se encuentran las hipergigantes, pueden haber evolucionado recientemente a partir de la secuencia principal y aún tener una gran masa, o estrellas post-supergigantes rojas mucho más evolucionadas que han perdido una fracción significativa de su masa inicial. , y estos objetos no se pueden distinguir simplemente por su luminosidad y temperatura. Las estrellas de gran masa con una alta proporción de hidrógeno restante son más estables, mientras que las estrellas más viejas con masas más bajas y una mayor proporción de elementos pesados ​​tienen atmósferas menos estables debido al aumento de la presión de radiación y la disminución de la atracción gravitacional. Se cree que son las hipergigantes, cercanas al límite de Eddington y que pierden masa rápidamente. [ cita necesaria ]

Se cree que las hipergigantes amarillas son generalmente estrellas supergigantes post-rojas que ya han perdido la mayor parte de sus atmósferas e hidrógeno. Se conocen algunas supergigantes amarillas de alta masa más estables con aproximadamente la misma luminosidad y se cree que están evolucionando hacia la fase de supergigante roja, pero son raras ya que se espera que sea una transición rápida. Debido a que las hipergigantes amarillas son estrellas supergigantes post-rojas, existe un límite superior bastante estricto para su luminosidad en alrededor de 500.000 a 750.000  L ☉ , pero las hipergigantes azules pueden ser mucho más luminosas, a veces varios millones de L ☉ .

Casi todas las hipergigantes exhiben variaciones en la luminosidad a lo largo del tiempo debido a inestabilidades dentro de sus interiores, pero estas son pequeñas excepto por dos regiones de inestabilidad distintas donde se encuentran variables luminosas azules (LBV) y hipergigantes amarillas . Debido a sus elevadas masas, la vida de una hipergigante es muy corta en escalas de tiempo astronómicas: sólo unos pocos millones de años, en comparación con los alrededor de 10 mil millones de años de estrellas como el Sol . Las hipergigantes sólo se crean en las zonas más grandes y densas de formación estelar y, debido a su corta vida, sólo se conocen un pequeño número a pesar de su extrema luminosidad, que permite identificarlas incluso en galaxias vecinas. El tiempo transcurrido en algunas fases, como los LBV, puede ser tan corto como unos pocos miles de años. [2] [3]

Estabilidad

Gran nebulosa en Carina, rodeando a Eta Carinae

Como la luminosidad de las estrellas aumenta mucho con la masa, la luminosidad de las hipergigantes a menudo se encuentra muy cerca del límite de Eddington , que es la luminosidad en la que la presión de radiación que expande la estrella hacia afuera es igual a la fuerza de la gravedad de la estrella que colapsa la estrella hacia adentro. Esto significa que el flujo radiativo que pasa a través de la fotosfera de una hipergigante puede ser casi lo suficientemente fuerte como para despegar de la fotosfera. Por encima del límite de Eddington, la estrella generaría tanta radiación que partes de sus capas exteriores serían expulsadas en explosiones masivas; Esto impediría efectivamente que la estrella brille a luminosidades más altas durante períodos más prolongados. [ cita necesaria ]

Un buen candidato para albergar un viento impulsado por un continuo es Eta Carinae , una de las estrellas más masivas jamás observadas. Con una masa estimada de alrededor de 130 masas solares y una luminosidad cuatro millones de veces mayor que la del Sol , los astrofísicos especulan que Eta Carinae puede ocasionalmente exceder el límite de Eddington . [4] La última vez podría haber sido una serie de estallidos observados en 1840-1860, alcanzando tasas de pérdida de masa mucho más altas de lo que nuestra comprensión actual de lo que permitirían los vientos estelares. [5]

A diferencia de los vientos estelares impulsados ​​por líneas (es decir, aquellos impulsados ​​por la absorción de luz de la estrella en grandes cantidades de líneas espectrales estrechas ), la conducción continua no requiere la presencia de átomos "metálicos"  , átomos distintos del hidrógeno y el helio , que Tenemos pocas líneas de este tipo en la fotosfera . Esto es importante, ya que la mayoría de las estrellas masivas también son muy pobres en metales, lo que significa que el efecto debe funcionar independientemente de la metalicidad . En la misma línea de razonamiento, la conducción del continuo también puede contribuir a un límite de masa superior incluso para la primera generación de estrellas inmediatamente después del Big Bang , que no contenía ningún metal. [ cita necesaria ]

Otra teoría para explicar los estallidos masivos de, por ejemplo, Eta Carinae es la idea de una explosión hidrodinámica situada en lo profundo, que despega partes de las capas exteriores de la estrella. La idea es que la estrella, incluso a luminosidades por debajo del límite de Eddington , tendría una convección de calor insuficiente en las capas internas, lo que resultaría en una inversión de densidad que podría conducir a una explosión masiva. Sin embargo, la teoría no se ha explorado mucho y no está claro si esto realmente puede suceder. [6]

Otra teoría asociada con las estrellas hipergigantes es el potencial de formar una pseudofotosfera, es decir, una superficie esférica ópticamente densa que en realidad está formada por el viento estelar en lugar de ser la verdadera superficie de la estrella. Una pseudofotosfera de este tipo sería significativamente más fría que la superficie más profunda debajo del denso viento que se mueve hacia afuera. Se ha planteado la hipótesis de que esto explica los LBV de luminosidad intermedia "faltantes" y la presencia de hipergigantes amarillas con aproximadamente la misma luminosidad y temperaturas más frías. Las hipergigantes amarillas son en realidad los LBV que han formado una pseudofotosfera y, por lo tanto, aparentemente tienen una temperatura más baja. [7]

Relaciones con Ofpe, WNL, LBV y otras estrellas supergigantes

Las hipergigantes son estrellas evolucionadas, de alta luminosidad y gran masa que se encuentran en regiones iguales o similares del diagrama de Hertzsprung-Russell que algunas estrellas con diferentes clasificaciones. No siempre está claro si las diferentes clasificaciones representan estrellas con diferentes condiciones iniciales, estrellas en diferentes etapas de una trayectoria evolutiva o son simplemente un artefacto de nuestras observaciones. Los modelos astrofísicos que explican los fenómenos [8] [9] muestran muchos puntos de acuerdo. Sin embargo, existen algunas distinciones que no son necesariamente útiles para establecer relaciones entre diferentes tipos de estrellas. [ cita necesaria ]

Aunque la mayoría de las estrellas supergigantes son menos luminosas que las hipergigantes de temperatura similar, algunas se encuentran dentro del mismo rango de luminosidad. [10] Las supergigantes ordinarias, en comparación con las hipergigantes, a menudo carecen de fuertes emisiones de hidrógeno, cuyas líneas espectrales ampliadas indican una pérdida de masa significativa. Las supergigantes de menor masa evolucionadas no regresan de la fase de supergigante roja, ya sea explotando como supernovas o dejando atrás una enana blanca. [ cita necesaria ]

Parte superior del diagrama HR que muestra la ubicación de la franja de inestabilidad S Doradus y la ubicación de los estallidos del LBV. La secuencia principal es la delgada línea inclinada en la parte inferior izquierda.

Las variables azules luminosas son una clase de estrellas calientes muy luminosas que muestran una variación espectral característica. A menudo se encuentran en una zona "quiescente" donde las estrellas más calientes generalmente son más luminosas, pero periódicamente sufren grandes erupciones superficiales y se mueven a una zona estrecha donde las estrellas de todas las luminosidades tienen aproximadamente la misma temperatura, alrededor de 8.000 K (13.940 °F; 7.730 ° C). [11] Esta zona "activa" está cerca del borde caliente del "vacío" inestable donde se encuentran las hipergigantes amarillas , con cierta superposición. No está claro si las hipergigantes amarillas alguna vez logran superar el vacío de inestabilidad para convertirse en LBV o explotar como supernova. [12] [13]

Las hipergigantes azules se encuentran en las mismas partes del diagrama HR que los LBV, pero no necesariamente muestran las variaciones del LBV. Algunos, pero no todos, los LBV muestran las características de los espectros hipergigantes al menos parte del tiempo, [14] [15] pero muchos autores excluirían todos los LBV de la clase hipergigante y los tratarían por separado. [16] Las hipergigantes azules que no muestran características de LBV pueden ser progenitoras de LBV, o viceversa, o ambas. [17] Los LBV de menor masa pueden ser una etapa de transición hacia o desde hipergigantes fríos o son un tipo diferente de objeto. [17] [18]

Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas extremadamente calientes que han perdido gran parte o la totalidad de sus capas exteriores. WNL es un término utilizado para las estrellas Wolf-Rayet en etapa tardía (es decir, más frías) con espectros dominados por nitrógeno. Aunque generalmente se piensa que ésta es la etapa que alcanzan las estrellas hipergigantes después de una pérdida de masa suficiente, es posible que un pequeño grupo de estrellas WNL ricas en hidrógeno sean en realidad progenitoras de hipergigantes azules o LBV. Estas son las estrechamente relacionadas Ofpe (espectros de tipo O más líneas de emisión de H, He y N, y otras peculiaridades) y WN9 (las estrellas Wolf-Rayet de nitrógeno más frías), que pueden ser una breve etapa intermedia entre las estrellas de alta masa de la secuencia principal. y hipergigantes o LBV. Se han observado LBV inactivos con espectros WNL y las estrellas aparentes Ofpe/WNL han cambiado para mostrar espectros hipergigantes azules. Las altas tasas de rotación hacen que las estrellas masivas abandonen sus atmósferas rápidamente e impidan el paso de la secuencia principal a supergigantes, por lo que se convierten directamente en estrellas Wolf-Rayet. Las estrellas Wolf Rayet, las estrellas diagonales, las estrellas diagonales geniales (también conocidas como WN10/11), las estrellas Ofpe, Of + y Of * no se consideran hipergigantes. Aunque son luminosos y a menudo tienen fuertes líneas de emisión, tienen sus propios espectros característicos. [19]

Hipergigantes conocidos

Imagen del Very Large Telescope de los alrededores de VY Canis Majoris

Los hipergigantes son difíciles de estudiar debido a su rareza. Muchas hipergigantes tienen espectros muy variables, pero aquí se agrupan en clases espectrales amplias. [ cita necesaria ]

Variables azules luminosas

Algunas variables luminosas de color azul se clasifican como hipergigantes, durante al menos parte de su ciclo de variación:

Hipergigantes azules

Una estrella hipergigante y su disco protoplanetario proplyd comparados con el tamaño del Sistema Solar

Generalmente clase B, ocasionalmente O tardía o A temprana:


En la Región del Centro Galáctico: [29]

En Westerlund 1 : [30]

Hipergigantes amarillas

Campo que rodea la estrella hipergigante amarilla HR 5171

Las hipergigantes amarillas suelen tener espectros de A tardío a K temprano. Sin embargo, las hipergigantes de tipo A también pueden denominarse hipergigantes blancas. [13]

En Westerlund 1 : [30]

En la galaxia del Triángulo :

En la galaxia Sextans :

Además de al menos dos probables hipergigantes frías en los Cúmulos Supergigantes Rojos Scutum recientemente descubiertos: F15 y posiblemente F13 en RSGC1 y Star 49 en RSGC2 .

Hipergigantes rojas

Comparación de tamaño entre el diámetro del Sol y VY Canis Majoris , una hipergigante que se encuentra entre las estrellas más grandes conocidas (posiblemente la más grande de la Vía Láctea ).

Espectros de tipo K a M, las estrellas más grandes conocidas :

Ver también

Notas

  1. ^ Algunos autores consideran Cygnus OB2-12 un LBV por su extrema luminosidad, aunque no ha mostrado la variabilidad característica.
  2. ^ Estrella más brillante de la asociación de obstetricia Scorpius OB1 y candidato del LBV . [24]
  3. ^ Puede que sea simplemente una estrella más cercana después de AGB. [36]

Referencias

  1. ^ de Jager, C. (1998). "Las hipergigantes amarillas". La Revista de Astronomía y Astrofísica . 8 (3): 145–180. Código Bib : 1998A y ARv...8..145D. doi :10.1007/s001590050009. S2CID  189936279.
  2. ^ Cirilo Georgy; Sylvia Ekström; Georges Meynet; Felipe Massey; levesco; Rafael Hirschi; Patricio Eggenberger; André Maeder (2012). "Cuadrículas de modelos estelares con rotación II. Poblaciones WR y progenitores de supernovas/GRB en Z = 0,014". Astronomía y Astrofísica . 542 : A29. arXiv : 1203.5243 . Código Bib : 2012A y A...542A..29G. doi :10.1051/0004-6361/201118340. S2CID  119226014.
  3. ^ Brott, yo; Evans, CJ; Cazador, yo; De Koter, A.; Langer, N.; Dufton, PL; Cantiello, M.; Trundle, C.; Lennon, DJ; De Mink, SE ; Yoon, S.-C.; Anders, P. (2011). "Estrellas masivas de la secuencia principal en rotación". Astronomía y Astrofísica . 530 : A116. arXiv : 1102.0766 . Código Bib : 2011A y A...530A.116B. doi :10.1051/0004-6361/201016114. S2CID  55534197.
  4. ^ Owocki, SP; Van Marle, Allard Jan (2007). "Variables azules luminosas y pérdida de masa cerca del límite de Eddington". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 3 : 71–83. arXiv : 0801.2519 . Código Bib : 2008IAUS..250...71O. doi :10.1017/S1743921308020358. S2CID  15032961.
  5. ^ Owocki, SP; Gayley, KG; Shaviv, Nueva Jersey (2004). "Un formalismo de longitud de porosidad para la pérdida de masa limitada por fatiga de fotones de estrellas por encima del límite de Eddington". La revista astrofísica . 616 (1): 525–541. arXiv : astro-ph/0409573 . Código bibliográfico : 2004ApJ...616..525O. doi :10.1086/424910. S2CID  2331658.
  6. ^ Smith, N.; Owocki, SP (2006). "Sobre el papel de las erupciones impulsadas por el continuo en la evolución de estrellas muy masivas y estrellas de población III". La revista astrofísica . 645 (1): L45-L48. arXiv : astro-ph/0606174 . Código Bib : 2006ApJ...645L..45S. doi :10.1086/506523. S2CID  15424181.
  7. ^ ab Vink, JS (2012). "Eta Carinae y las variables azules luminosas". Eta Carinae y los impostores de supernovas . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. vol. 384, págs. 221–247. arXiv : 0905.3338 . Código Bib : 2012ASSL..384..221V. doi :10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN 978-1-4614-2274-7. S2CID  17983157.
  8. ^ Langer, Norberto; Heger, Alejandro; García-Segura, Guillermo (1998). "Estrellas masivas: la evolución previa a la supernova de la estructura interna y circunestelar". Reseñas de Astronomía Moderna . 11 : 57. Código Bib : 1998RvMA...11...57L.
  9. ^ Stothers, N.; Chin, C.-W. (1996). "Evolución de estrellas masivas en variables azules luminosas y estrellas Wolf-Rayet para una variedad de metalicidades". La revista astrofísica . 468 : 842–850. Código bibliográfico : 1996ApJ...468..842S. doi : 10.1086/177740 .
  10. ^ De Jager, Cornelis (1998). "Las hipergigantes amarillas". Revista de Astronomía y Astrofísica . 8 (3): 145–180. Código Bib : 1998A y ARv...8..145D. doi :10.1007/s001590050009. S2CID  189936279.
  11. ^ Vink, Jorick S. (2012). "Eta Carinae y las variables azules luminosas". Eta Carinae y los impostores de supernovas . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. vol. 384, págs. 221–247. arXiv : 0905.3338 . Código Bib : 2012ASSL..384..221V. CiteSeerX 10.1.1.250.4184 . doi :10.1007/978-1-4614-2275-4_10. ISBN  978-1-4614-2274-7. S2CID  17983157.
  12. ^ Stothers, RB; Chin, CW (2001). "Hipergigantes amarillas como estrellas post-supergigantes rojas dinámicamente inestables". La revista astrofísica . 560 (2): 934. Código bibliográfico : 2001ApJ...560..934S. doi : 10.1086/322438 . hdl : 2060/20010083764 .
  13. ^ ab Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C (2000). "Comprobando el vacío evolutivo amarillo. Tres hipergigantes evolutivos críticos: HD 33579, HR 8752 e IRC +10420". Astronomía y Astrofísica . 353 : 163-176. Código Bib : 2000A y A...353..163N.
  14. ^ Clark, JS; Castro, N.; García, M.; Herrero, A.; Najarro, F.; Negueruela, I.; Ritchie, BW; Smith, KT (2012). "Sobre la naturaleza de las variables azules luminosas candidatas en M 33". Astronomía y Astrofísica . 541 : A146. arXiv : 1202.4409 . Código Bib : 2012A y A...541A.146C. doi :10.1051/0004-6361/201118440. S2CID  17900583.
  15. ^ Robberto, M.; Herbst, TM (1998). "Polvo cálido alrededor de hipergigantes azules: imágenes en el infrarrojo medio de la variable azul luminosa HD 168625". La revista astrofísica . 498 (1): 400–412. Código Bib : 1998ApJ...498..400R. doi : 10.1086/305519 .
  16. ^ Humphreys, Roberta M .; Weis, Kerstin; Davidson, Kris; Bomans, DJ; Burggraf, Birgitta (2014). "Estrellas luminosas y variables en M31 y M33. II. Variables azules luminosas, LBV candidatos, estrellas de línea de emisión de Fe II y otras supergigantes". La revista astrofísica . 790 (1): 48. arXiv : 1407.2259 . Código Bib : 2014ApJ...790...48H. doi :10.1088/0004-637X/790/1/48. S2CID  119177378.
  17. ^ ab Groh, José; Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). "La evolución de las estrellas masivas y sus espectros I. Una estrella no giratoria de 60 Msun desde la secuencia principal de edad cero hasta la etapa previa a la supernova". Astronomía y Astrofísica . 564 : A30. arXiv : 1401.7322 . Código Bib : 2014A y A...564A..30G. doi :10.1051/0004-6361/201322573. S2CID  118870118.
  18. ^ Groh, JH; Meynet, G.; Ekström, S. (2013). "Evolución masiva de estrellas: variables azules luminosas como progenitores de supernova inesperados". Astronomía y Astrofísica . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Código Bib : 2013A y A...550L...7G. doi :10.1051/0004-6361/201220741. S2CID  119227339.
  19. ^ Bianchi, Luciana; Bohlin, Ralph; Massey, Felipe (2004). "Las estrellas Ofpe/WN9 en M33". La revista astrofísica . 601 (1): 228–241. arXiv : astro-ph/0310187 . Código Bib : 2004ApJ...601..228B. doi :10.1086/380485. S2CID  119371998.
  20. ^ abcdefgh Samus', NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV; Kireeva, NN; Pastukhova, EN (2017). "Catálogo general de estrellas variables: Versión GCVS 5.1". Informes de astronomía . 61 (1): 80. Código Bib : 2017ARep...61...80S. doi :10.1134/S1063772917010085.
  21. ^ Sterken, C.; de Groot, M.; van Genderen, AM (1998). "Ciclicidades en las variaciones de luz de Luminzus Blue Variables II. R40 desarrollando una fase S Doradus". Astronomía y Astrofísica . 333 : 565. Código bibliográfico : 1998A y A...333..565S.
  22. ^ Van Genderen, AM; Sterken, C. (1999). "Variaciones de luz de estrellas masivas (variables alfa Cygni). XVII. Las supergigantes LMC R 74 (LBV), R 78, HD 34664 = S 22 (B[e]/LBV), R 84 y R 116 (LBV?)" . Astronomía y Astrofísica . 349 : 537. Código Bib : 1999A y A...349..537V.
  23. ^ abcdefghijklmnopqrs Skiff, Licenciatura en Letras (2014). "Catálogo de datos en línea de VizieR: catálogo de clasificaciones espectrales estelares (Skiff, 2009-2016)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/Mk. Publicado originalmente en: Observatorio Lowell (octubre de 2014) . 1 : B/mk. Código Bib : 2014yCat....1.2023S.
  24. ^ abcdefgh Clark, JS; Najarro, F.; Negueruela, I.; Ritchie, BW; Urbaneja, MA; Howarth, identificación (2012). "Sobre la naturaleza de las hipergigantes galácticas B tempranas". Astronomía y Astrofísica . 541 : A145. arXiv : 1202.3991 . Código Bib : 2012A y A...541A.145C. doi :10.1051/0004-6361/201117472. S2CID  11978733.
  25. ^ abcd Kathryn F. Neugent; Felipe Massey; Brian Skiff; Georges Meynet (abril de 2012). "Supergigantes amarillas y rojas en las Nubes de Magallanes". Revista Astrofísica . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Código Bib : 2012ApJ...749..177N. doi :10.1088/0004-637X/749/2/177. S2CID  119180846.
  26. ^ ab Van Genderen, AM; Jones, A.; Sterken, C. (2006). "Variaciones de luz de las variables alfa Cygni en las Nubes de Magallanes". La Revista de Datos Astronómicos . 12 : 4. Código Bib : 2006JAD....12....4V.
  27. ^ Lobo, B.; Kaufer, A.; Rivinio, T.; Stahl, O.; Szeifert, T.; Tubbesing, S.; Schmid, HM (2000). "Monitoreo espectroscópico de estrellas calientes luminosas de las Nubes de Magallanes". Aspectos térmicos y de ionización de los flujos de estrellas calientes . 204 : 43. Código Bib : 2000ASPC..204...43W.
  28. ^ Miroshnichenko, AS; Chentsov, EL; Klochkova, VG (2000). "AS314: una hipergigante polvorienta de tipo A" (PDF) . Serie de Suplementos de Astronomía y Astrofísica . 144 (3): 379. Código bibliográfico : 2000A y AS..144..379M. doi : 10.1051/aas:2000216 .
  29. ^ Stolovy, SR; Cotera, A.; Dong, H.; Morris, señor; Wang, QD; Stolovy, SR; Lang, C. (2010). "Estrellas Wolf-Rayet aisladas y supergigantes O en la región del Centro Galáctico identificadas mediante exceso de Paschen-a". La revista astrofísica . 725 (1): 188–199. arXiv : 1009.2769 . Código Bib : 2010ApJ...725..188M. doi :10.1088/0004-637X/725/1/188. S2CID  20968628.
  30. ^ ab Clark, JS; Negueruela, I.; Crowther, Pensilvania; Goodwin, SP (2005). "Sobre la enorme población estelar del supercúmulo de estrellas Westerlund 1". Astronomía y Astrofísica . 434 (3): 949. arXiv : astro-ph/0504342 . Código Bib : 2005A y A...434..949C. doi :10.1051/0004-6361:20042413. S2CID  119042919.
  31. ^ Lagadec, E.; Zijlstra, AA; Oudmaijer, RD; Verhoelst, T.; Cox, NLJ; Szczerba, R.; Mékarnia, D.; Van Winckel, H. (2011). "Un caparazón doble desprendido alrededor de una supergigante post-roja: IRAS 17163-3907, la nebulosa del huevo frito". Astronomía y Astrofísica . 534 : L10. arXiv : 1109.5947 . Código Bib : 2011A y A...534L..10L. doi :10.1051/0004-6361/201117521. S2CID  55754316.
  32. ^ Clark, JS; Negueruela, I.; González-Fernández, C. (2013). "IRAS 18357-0604: ¿un análogo de la hipergigante amarilla galáctica IRC +10420?". Astronomía y Astrofísica . 561 : A15. arXiv : 1311.3956 . Código Bib : 2014A&A...561A..15C. doi :10.1051/0004-6361/201322772. S2CID  53372226.
  33. ^ Keenan, ordenador personal; 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.
  34. ^ Wittkowski, M.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, JM; Abellán, FJ; Chiavassa, A.; Guirado, JC (2017). "Espectrointerferometría VLTI / AMBER de las supergigantes de tipo tardío V766 Cen (= HR 5171 A), σ Oph, BM Sco y HD 206859". Astronomía y Astrofísica . 597 : A9. arXiv : 1610.01927 . Código Bib : 2017A&A...597A...9W. doi :10.1051/0004-6361/201629349. S2CID  55679854.
  35. ^ Schuster, MT; Humphreys, RM ; Marengo, M. (2006). "Los entornos circunestelares de NML Cygni y las hipergigantes frías". La Revista Astronómica . 131 (1): 603–611. arXiv : astro-ph/0510010 . Código bibliográfico : 2006AJ....131..603S. doi :10.1086/498395. S2CID  16723190.
  36. ^ Jura, M.; Velusamy, T.; Werner, MW (2001). "¿Qué sigue para la probable presupernova HD 179821?". La revista astrofísica . 556 (1): 408. arXiv : astro-ph/0103282 . Código Bib : 2001ApJ...556..408J. doi :10.1086/321553. S2CID  18053762.
  37. ^ Britavskiy, NE; Bonaños, AZ; Herrero, A.; Cerviño, M.; García-Álvarez, D.; Boyer, ML; Masseron, T.; Mehner, A.; McQuinn, KBW (2019). "Parámetros físicos de supergigantes rojas en galaxias enanas irregulares del Grupo Local". Astronomía y Astrofísica . 631 : A95. arXiv : 1909.13378 . Código Bib : 2019A&A...631A..95B. doi :10.1051/0004-6361/201935212. S2CID  203593402.
  38. ^ Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta M.; Jones, Terry J.; Marengo, Máximo; Gehrz, Robert D.; Helton, L. Andrés; Hoffmann, William F.; Skemer, Andrew J.; Hinz, Philip M. (2016). "BÚSQUEDA DE POLVO FRÍO EN EL INFRARROJO MEDIO A LEJANO: LAS HISTORIAS DE PÉRDIDA DE MASA DE LOS HIPERGIGANTES μ Cep, VY CMa, IRC + 10420 y ρ Cas". La Revista Astronómica . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . doi : 10.3847/0004-6256/151/3/51 .
  39. ^ Keenan, Philip C. (1 de mayo de 1942). "Luminosidades de las variables tipo M de rango pequeño". La revista astrofísica . 95 : 461. doi : 10.1086/144418. ISSN  0004-637X.
  40. ^ abc Zhang, B.; Reid, MJ; Menten, KM; Zheng, XW; Brunthaler, A. (2012). "La distancia y el tamaño de la hipergigante roja NML Cygni de la astrometría VLBA y VLA" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 544 : A42. arXiv : 1207.1850 . Código Bib : 2012A&A...544A..42Z. doi :10.1051/0004-6361/201219587. S2CID  55509287.
  41. ^ Jones, Terry Jay; Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta (mayo de 2023). "La historia reciente de pérdidas masivas del hipergigante RW Cep". Notas de investigación de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 7 (5): 92. Código Bib : 2023RNAAS...7...92J. doi : 10.3847/2515-5172/acd37f . ISSN  2515-5172. S2CID  258701379.
  42. ^ Zhang, B.; Reid, MJ; Menten, KM; Zheng, XW (enero de 2012). "Distancia y cinemática de la hipergigante roja VY CMa: astrometría VLBA y VLA". La revista astrofísica . 744 (1): 23. arXiv : 1109.3036 . Código Bib : 2012ApJ...744...23Z. doi :10.1088/0004-637X/744/1/23. S2CID  121202336.
  43. ^ Alcolea, J.; Bujarrabal, V.; Planesas, P.; Teyssier, D.; Cernícharo, J.; De Beck, E.; Decin, L.; Dominik, C.; Justtanont, K. (9 de octubre de 2013). "Observaciones HIFISTARS Herschel / HIFI de VY Canis Majoris. Inventario de líneas moleculares de la envoltura alrededor de la estrella más grande conocida". arXiv.org . Consultado el 13 de marzo de 2024 .
  44. ^ ab Stickland, DJ (1985). "Observaciones IRAS de las hipergigantes galácticas frías". El Observatorio . 105 : 229. Código bibliográfico : 1985Obs...105..229S.
  45. ^ Maurón, N.; Josselin, E. (2011). "Las tasas de pérdida de masa de las supergigantes rojas y la prescripción de De Jager". Astronomía y Astrofísica . 526 : A156. arXiv : 1010.5369 . Código Bib : 2011A y A...526A.156M. doi :10.1051/0004-6361/201013993. S2CID  119276502.
  46. ^ Tabernero, HM; Dorda, R.; Negueruela, I.; Marfil, E. (febrero de 2021). "La naturaleza de VX Sagitarii: ¿Es una estrella TŻO, RSG o AGB de gran masa?". Astronomía y Astrofísica . 646 : 13. arXiv : 2011.09184 . Código Bib : 2021A&A...646A..98T. doi :10.1051/0004-6361/202039236.