Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Діаграма Герцшпрунга Рассела Спектральний клас Коричневі карлики Білі карлики Червоні карлики Субкарлики Головна послідо

Блакитний надгігант

Блакитний надгігант

Блакитні надгіганти — гарячі яскраві зорі, які називаються надгіганти класу OB. Вони мають (клас світності) I та спектральний клас B9 або вищий. Вони розташовані у верхній лівій частині діаграми Герцшпрунга—Рассела справа від головної послідовності. Ці зорі з температурами поверхні 10 000—50 000 K та світністю, що перевищує світність Сонця від 10 000 до мільйона разів. За розмірами вони більші Сонця, але менші червоних надгігантів.

Формування та еволюція

image
Алудра, блакитний надгігант класу B5 у сузір'ї Великого Пса, є досить молодою зорею, але через швидку еволюцію, вона вже наближається до кінця свого існування.

Надгіганти — це зорі великої маси, що проеволюціонували, вони більші та яскравіші за зорі головної послідовності. Зорі класу O та ранніх підкласів класу B з початковими масами 10-100 M☉ залишають головну послідовність вже через декілька мільйонів років, оскільки їх водень спалюється, і важчі елементи починають з'являтися біля поверхні зорі. Такі зорі як правило стають блакитними надгігантами, хоча можливо деякі з них розвиваються прямо у зорю Вольфа—Райє. Розширення у стадію надгіганта відбувається, коли водень у ядрі зорі вичерпано й починається спалення водню в оболонці, однак, коли важкі елементи за рахунок конвекції піднімаються на поверхню, це може спричинити зростання втрата маси внаслідок тиску випромінювання.

Для блакитних надгігантів, які щойно залишили головну послідовність, характерні надзвичайна яскравість, високий рівень втрати маси та загальна нестабільність. Багато з них перетворюються на яскраві блакитні змінні з періодами надзвичайно великої втрати маси.

Блакитні надгіганти з меншими масами продовжують розширюватись аж поки не стануть червоними надгігантами. Під час цього процесу вони на деякий час стають жовтими надгігантами або жовтими гіпергігантами, однак це триває лише декілька тисяч років, а тому такі зірки дуже рідкісні. Червоні надгіганти з більшою масою можуть скинути свою зовнішню оболонку і знову перетворитися на блакитні надгіганти або, можливо, на зорі Вольфа—Райє. Залежно від маси та елементного складу конкретного надгіганта, він може зазнати кількох перетворень «червоний <---> блакитний надгігант», перш ніж або вибухне як наднова ІІ типу або врешті-решт скине достатньо зовнішніх шарів, щоб стати знову блакитним надгігантом меншої світності, ніж спочатку, але більш нестабільним. Якщо така зоря зможе пройти через жовту еволюційну порожнину, вважається, що вона стане одним з блакитних надгігантів меншої світності.

Наймасивніші блакитні надгіганти занадто яскраві для підтримання значної оболонки і вони ніколи не розширюються у червоні надгіганти. Межа пролягає десь на 40 M☉, хоча найхолодніші та найбільші червоні надгіганти розвиваються із зір з початковими масами 15-25 M☉. На поточний момент не має єдиної думки, чи можуть масивні блакитні надгіганти втратити достатньо маси, щоб безпечно еволюціонувати у стару зорю, спочатку в зорю Вольфа—Райє, а потім — в білого карлика, чи вони досягають стадії Вольфа—Райє і вибухають як наднова, чи вони вибухають як наднові ще на стадії блакитного надгіганта.

Як правило, попередниками наднових є червоні надгіганти. Раніше навіть вважали, що лише такі зорі й можуть спалахнути надновими. Однак наднова SN 1987A змусила переглянути таку теорію, оскільки її попередник (Sanduleak −69° 202) був блакитним надгігантом класу B3. Тепер зі спостережень відомо, що майже будь-який клас розвинених зір із великою масою, включно з блакитними та жовтими надгігантами, можуть спалахнути як наднова, хоча теорія ще не може пояснити деталей процесу. Хоча більшість наднових утворюються з червоних надгігантів і є відносно однорідними (типу II-P), за спостереженнями з блакитних надгігантів утворюються наднові широкого спектра світності, тривалості та спектральних типів: інколи малої світності (як вищезгадана SN 1987A), інколи надзвичайної світності (як багато наднових типу IIn).

Характеристики

image
Порівняння зі збереженням масштабу Гамма Оріона (зліва), Алголь A (справа) та Сонце (посередині). Під Сонцем зображені OGLE-TR-122 (одна з найменших зір) та ряд планет Сонячної системи

Через їх велику масу, блакиті надгіганти мають досить коротке життя та переважно спостерігаються у молодих космічних структурах, таких як розсіяні скупчення, рукави спіральних галактик та неправильні галактики. Їх рідко спостерігають у центрах спіральних галактик, еліптичних галактиках або кулястих скупченнях, більшість яких, вважається, складаються зі старих зір. Втім, у центрі нашої Галактики нещодавно виявлено кілька великих розсіяних скупчень та, відповідно, молодих гарячих зір.

Серед зір, які можна побачити на небі неозброєним оком, багато блакитних надгігантів, попри їх рідкісність та коротке існування. Це зумовлено їх великою світністю, завдяки чому вони спостерігаються на великій відстані. Найкращим прикладом є Рігель, найяскравіша зірка у сузір'ї Оріона — її маса майже в 20 разів перевищує масу Сонця, а світність більша від світності Сонця майже в 117 000 разів.

Для блакитних надгігантів характерний сильний зоряний вітер і як правило у спектрі вони мають лінії емісії. У найяскравіших зір лінії емісії домінують у спектрі, що вказує на сильну постійну втрату маси, — як правило такі зорі є гіпергігантами. Блакитні надгіганти демонструють різну кількість важких елементів у своєму спектрі залежно від їх віку та ефективності перенесення продуктів ядерного синтезу до поверхні. У надгігантах, що швидко обертаються, перенесення відбувається добре, і на поверхні наявна суттєва кількість гелію та навіть важчих елементів, коли в ядрі все ще триває горіння водню, і спектри таких зір дуже схожі на спектри зір Вольфа-Райє.

Зоряний вітер блакитних надгігантів швидкий, але розріджений, на відміну від вітру червоних надгігантів, який є повільним, але щільнішим. Коли червоний надгігант перетворюється на блакитний, швидший вітер наздоганяє раніше викинутий повільний і спричиняє конденсацію викинутої речовини в тонку оболонку. У деяких випадках можна побачити декілька концентричних слабких оболонок, утворених послідовними періодами втрати маси у кількох циклах перетворення «червоний <--> блакитний надгігант» або випадків яскравої блакитної змінної.

Приклади блакитних надгігантів

image
Комп'ютерне зображення — порівняння Рігеля з Сонцем (масштаб збережено)

Примітки

  1. Massey P., Bresolin F. The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O‐Type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars and Results from the Complete Sample // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2005. — Vol. 627, Iss. 1. — P. 477–519. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/430417 — arXiv:astro-ph/0503464
    d:Track:Q5402996d:Track:Q117194766d:Track:Q2915886d:Track:Q598789d:Track:Q53951815d:Track:Q54258121
  2. Georges Meynet; Cyril Georgy; Raphael Hirschi; Andre Maeder; Phil Massey; Norbert Przybilla; Fernanda Nieva (2011). Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective. Société Royale des Sciences de Liège, Bulletin, (Proceedings of the 39th Liège Astrophysical Colloquium, held in Liège 12-16 July 2010, edited by G. Rauw, M. De Becker, Y. Nazé, J.-M. Vreux, P. Williams). 80 (39): 266—278. arXiv:1101.5873v1. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  3. Eggenberger, P.; Meynet, G.; Maeder, A. (2009). Modelling massive stars with mass loss. Communications in Asteroseismology. 158: 87. Bibcode:2009CoAst.158...87E.
  4. Leitherer C., Oliva E., Schaerer D. Evolutionary Synthesis Modeling of Red Supergiant Features in the Near‐Infrared // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 1999. — Vol. 514, Iss. 1. — P. 96–108. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/306937 — arXiv:astro-ph/9810017
    d:Track:Q54087298d:Track:Q5402996d:Track:Q59668732d:Track:Q2915886d:Track:Q56212376d:Track:Q20967181d:Track:Q598789
  5. Neugent; Philip Massey; Brian Skiff; Georges Meynet (2012). Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud. arXiv:1202.4225v1 [astro-ph.SR].
  6. G. Meynet Stellar evolution with rotation. VII // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2001. — Vol. 373, Iss. 2. — P. 555–571. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20010596 — arXiv:astro-ph/0105051
    d:Track:Q114404d:Track:Q46260676d:Track:Q20962112d:Track:Q752075d:Track:Q56212378
  7. Stothers R. B. Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2001. — Vol. 560, Iss. 2. — P. 934–936. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/322438
    d:Track:Q5402996d:Track:Q58329431d:Track:Q30048194d:Track:Q2915886d:Track:Q598789
  8. Smith N., Immler S., Weiler K. Galactic Twins of the Nebula Around SN 1987A: Hints that LBVs may be supernova progenitors // AIP Conf. Proc. — AIP, 2007. — ISSN 0094-243X; 1551-7616; 1935-0465 — doi:10.1063/1.2803557 — arXiv:0705.3066
    d:Track:Q56212380d:Track:Q465230d:Track:Q4651980
  9. A Gal-Yam A massive hypergiant star as the progenitor of the supernova SN 2005gl // Nature / M. Skipper — NPG, , 2009. — Vol. 458, Iss. 7240. — P. 865–867. — ISSN 1476-4687; 0028-0836 — doi:10.1038/NATURE07934
    d:Track:Q180445d:Track:Q33346922d:Track:Q176916d:Track:Q52661223d:Track:Q180419
  10. Mauerhan; Nathan Smith; Alexei Filippenko; Kyle Blanchard; Peter Blanchard; Casper; Bradley Cenko; Clubb; Daniel Cohen (2012). The Unprecedented Third Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a Supernova. arXiv:1209.6320v2 [astro-ph.SR].
  11. Kleiser, I.; Poznanski, D.; Kasen, D. та ін. (2011). The Peculiar Type II Supernova 2000cb. Bulletin of the American Astronomical Society. 43: 33726. Bibcode:2011AAS...21733726K.
  12. C. Georgy Yellow supergiants as supernova progenitors: an indication of strong mass loss for red supergiants? // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 538. — P. 8–8. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201118372 — arXiv:1111.7003
    d:Track:Q29039307d:Track:Q46260676d:Track:Q53987730d:Track:Q752075d:Track:Q114404
  13. R. Michael Rich, Serabyn E., Kim S. S. et al. Hubble Space Telescope/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters near the Galactic Center // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 1999. — Vol. 525, Iss. 2. — P. 750–758. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/307937 — arXiv:astro-ph/9906299
    d:Track:Q60183930d:Track:Q5402996d:Track:Q54258394d:Track:Q59672659d:Track:Q2915886d:Track:Q59670240d:Track:Q109039931d:Track:Q598789
  14. A. Heger, A. J. van Marle Multiple ring nebulae around blue supergiants // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2008. — Vol. 488, Iss. 2. — P. 37–41. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:200810087 — arXiv:0807.3049
    d:Track:Q114404d:Track:Q46260676d:Track:Q60803938d:Track:Q56212381d:Track:Q73719106d:Track:Q752075

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Diagrama Gercshprunga Rassela Spektralnij klas Korichnevi karliki Bili karliki Chervoni karliki Subkarliki Golovna poslidovnist karliki Subgiganti Giganti Yaskravi giganti Nadgiganti Gipergiganti Absolyutna zoryana velichina MV Blakitni nadgiganti garyachi yaskravi zori yaki nazivayutsya nadgiganti klasu OB Voni mayut klas svitnosti I ta spektralnij klas B9 abo vishij Voni roztashovani u verhnij livij chastini diagrami Gercshprunga Rassela sprava vid golovnoyi poslidovnosti Ci zori z temperaturami poverhni 10 000 50 000 K ta svitnistyu sho perevishuye svitnist Soncya vid 10 000 do miljona raziv Za rozmirami voni bilshi Soncya ale menshi chervonih nadgigantiv Formuvannya ta evolyuciyaAludra blakitnij nadgigant klasu B5 u suzir yi Velikogo Psa ye dosit molodoyu zoreyu ale cherez shvidku evolyuciyu vona vzhe nablizhayetsya do kincya svogo isnuvannya Nadgiganti ce zori velikoyi masi sho proevolyucionuvali voni bilshi ta yaskravishi za zori golovnoyi poslidovnosti Zori klasu O ta rannih pidklasiv klasu B z pochatkovimi masami 10 100 M zalishayut golovnu poslidovnist vzhe cherez dekilka miljoniv rokiv oskilki yih voden spalyuyetsya i vazhchi elementi pochinayut z yavlyatisya bilya poverhni zori Taki zori yak pravilo stayut blakitnimi nadgigantami hocha mozhlivo deyaki z nih rozvivayutsya pryamo u zoryu Volfa Rajye Rozshirennya u stadiyu nadgiganta vidbuvayetsya koli voden u yadri zori vicherpano j pochinayetsya spalennya vodnyu v obolonci odnak koli vazhki elementi za rahunok konvekciyi pidnimayutsya na poverhnyu ce mozhe sprichiniti zrostannya vtrata masi vnaslidok tisku viprominyuvannya Dlya blakitnih nadgigantiv yaki shojno zalishili golovnu poslidovnist harakterni nadzvichajna yaskravist visokij riven vtrati masi ta zagalna nestabilnist Bagato z nih peretvoryuyutsya na yaskravi blakitni zminni z periodami nadzvichajno velikoyi vtrati masi Blakitni nadgiganti z menshimi masami prodovzhuyut rozshiryuvatis azh poki ne stanut chervonimi nadgigantami Pid chas cogo procesu voni na deyakij chas stayut zhovtimi nadgigantami abo zhovtimi gipergigantami odnak ce trivaye lishe dekilka tisyach rokiv a tomu taki zirki duzhe ridkisni Chervoni nadgiganti z bilshoyu masoyu mozhut skinuti svoyu zovnishnyu obolonku i znovu peretvoritisya na blakitni nadgiganti abo mozhlivo na zori Volfa Rajye Zalezhno vid masi ta elementnogo skladu konkretnogo nadgiganta vin mozhe zaznati kilkoh peretvoren chervonij lt gt blakitnij nadgigant persh nizh abo vibuhne yak nadnova II tipu abo vreshti resht skine dostatno zovnishnih shariv shob stati znovu blakitnim nadgigantom menshoyi svitnosti nizh spochatku ale bilsh nestabilnim Yaksho taka zorya zmozhe projti cherez zhovtu evolyucijnu porozhninu vvazhayetsya sho vona stane odnim z blakitnih nadgigantiv menshoyi svitnosti Najmasivnishi blakitni nadgiganti zanadto yaskravi dlya pidtrimannya znachnoyi obolonki i voni nikoli ne rozshiryuyutsya u chervoni nadgiganti Mezha prolyagaye des na 40 M hocha najholodnishi ta najbilshi chervoni nadgiganti rozvivayutsya iz zir z pochatkovimi masami 15 25 M Na potochnij moment ne maye yedinoyi dumki chi mozhut masivni blakitni nadgiganti vtratiti dostatno masi shob bezpechno evolyucionuvati u staru zoryu spochatku v zoryu Volfa Rajye a potim v bilogo karlika chi voni dosyagayut stadiyi Volfa Rajye i vibuhayut yak nadnova chi voni vibuhayut yak nadnovi she na stadiyi blakitnogo nadgiganta Yak pravilo poperednikami nadnovih ye chervoni nadgiganti Ranishe navit vvazhali sho lishe taki zori j mozhut spalahnuti nadnovimi Odnak nadnova SN 1987A zmusila pereglyanuti taku teoriyu oskilki yiyi poperednik Sanduleak 69 202 buv blakitnim nadgigantom klasu B3 Teper zi sposterezhen vidomo sho majzhe bud yakij klas rozvinenih zir iz velikoyu masoyu vklyuchno z blakitnimi ta zhovtimi nadgigantami mozhut spalahnuti yak nadnova hocha teoriya she ne mozhe poyasniti detalej procesu Hocha bilshist nadnovih utvoryuyutsya z chervonih nadgigantiv i ye vidnosno odnoridnimi tipu II P za sposterezhennyami z blakitnih nadgigantiv utvoryuyutsya nadnovi shirokogo spektra svitnosti trivalosti ta spektralnih tipiv inkoli maloyi svitnosti yak vishezgadana SN 1987A inkoli nadzvichajnoyi svitnosti yak bagato nadnovih tipu IIn HarakteristikiPorivnyannya zi zberezhennyam masshtabu Gamma Oriona zliva Algol A sprava ta Sonce poseredini Pid Soncem zobrazheni OGLE TR 122 odna z najmenshih zir ta ryad planet Sonyachnoyi sistemi Cherez yih veliku masu blakiti nadgiganti mayut dosit korotke zhittya ta perevazhno sposterigayutsya u molodih kosmichnih strukturah takih yak rozsiyani skupchennya rukavi spiralnih galaktik ta nepravilni galaktiki Yih ridko sposterigayut u centrah spiralnih galaktik eliptichnih galaktikah abo kulyastih skupchennyah bilshist yakih vvazhayetsya skladayutsya zi starih zir Vtim u centri nashoyi Galaktiki neshodavno viyavleno kilka velikih rozsiyanih skupchen ta vidpovidno molodih garyachih zir Sered zir yaki mozhna pobachiti na nebi neozbroyenim okom bagato blakitnih nadgigantiv popri yih ridkisnist ta korotke isnuvannya Ce zumovleno yih velikoyu svitnistyu zavdyaki chomu voni sposterigayutsya na velikij vidstani Najkrashim prikladom ye Rigel najyaskravisha zirka u suzir yi Oriona yiyi masa majzhe v 20 raziv perevishuye masu Soncya a svitnist bilsha vid svitnosti Soncya majzhe v 117 000 raziv Dlya blakitnih nadgigantiv harakternij silnij zoryanij viter i yak pravilo u spektri voni mayut liniyi emisiyi U najyaskravishih zir liniyi emisiyi dominuyut u spektri sho vkazuye na silnu postijnu vtratu masi yak pravilo taki zori ye gipergigantami Blakitni nadgiganti demonstruyut riznu kilkist vazhkih elementiv u svoyemu spektri zalezhno vid yih viku ta efektivnosti perenesennya produktiv yadernogo sintezu do poverhni U nadgigantah sho shvidko obertayutsya perenesennya vidbuvayetsya dobre i na poverhni nayavna suttyeva kilkist geliyu ta navit vazhchih elementiv koli v yadri vse she trivaye gorinnya vodnyu i spektri takih zir duzhe shozhi na spektri zir Volfa Rajye Zoryanij viter blakitnih nadgigantiv shvidkij ale rozridzhenij na vidminu vid vitru chervonih nadgigantiv yakij ye povilnim ale shilnishim Koli chervonij nadgigant peretvoryuyetsya na blakitnij shvidshij viter nazdoganyaye ranishe vikinutij povilnij i sprichinyaye kondensaciyu vikinutoyi rechovini v tonku obolonku U deyakih vipadkah mozhna pobachiti dekilka koncentrichnih slabkih obolonok utvorenih poslidovnimi periodami vtrati masi u kilkoh ciklah peretvorennya chervonij lt gt blakitnij nadgigant abo vipadkiv yaskravoyi blakitnoyi zminnoyi Prikladi blakitnih nadgigantivKomp yuterne zobrazhennya porivnyannya Rigelya z Soncem masshtab zberezheno 29 Velikogo Psa 29 CMa blakitno bilij nadgigant klas O Rigel b Oriona blakitno bilij nadgigant klas B Dzeta Kormi abo Naos blakitnij nadgigant klas O PrimitkiMassey P Bresolin F The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O Type Stars as a Function of Metallicity II Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars and Results from the Complete Sample Astrophys J E Vishniac IOP Publishing 2005 Vol 627 Iss 1 P 477 519 ISSN 0004 637X 1538 4357 doi 10 1086 430417 arXiv astro ph 0503464 d Track Q5402996d Track Q117194766d Track Q2915886d Track Q598789d Track Q53951815d Track Q54258121 Georges Meynet Cyril Georgy Raphael Hirschi Andre Maeder Phil Massey Norbert Przybilla Fernanda Nieva 2011 Red Supergiants Luminous Blue Variables and Wolf Rayet stars The single massive star perspective Societe Royale des Sciences de Liege Bulletin Proceedings of the 39th Liege Astrophysical Colloquium held in Liege 12 16 July 2010 edited by G Rauw M De Becker Y Naze J M Vreux P Williams 80 39 266 278 arXiv 1101 5873v1 Bibcode 2011BSRSL 80 266M Eggenberger P Meynet G Maeder A 2009 Modelling massive stars with mass loss Communications in Asteroseismology 158 87 Bibcode 2009CoAst 158 87E Leitherer C Oliva E Schaerer D Evolutionary Synthesis Modeling of Red Supergiant Features in the Near Infrared Astrophys J E Vishniac IOP Publishing 1999 Vol 514 Iss 1 P 96 108 ISSN 0004 637X 1538 4357 doi 10 1086 306937 arXiv astro ph 9810017 d Track Q54087298d Track Q5402996d Track Q59668732d Track Q2915886d Track Q56212376d Track Q20967181d Track Q598789 Neugent Philip Massey Brian Skiff Georges Meynet 2012 Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud arXiv 1202 4225v1 astro ph SR G Meynet Stellar evolution with rotation VII Astron Astrophys T Forveille EDP Sciences 2001 Vol 373 Iss 2 P 555 571 ISSN 0004 6361 0365 0138 1432 0746 1286 4846 doi 10 1051 0004 6361 20010596 arXiv astro ph 0105051 d Track Q114404d Track Q46260676d Track Q20962112d Track Q752075d Track Q56212378 Stothers R B Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post Red Supergiant Stars Astrophys J E Vishniac IOP Publishing 2001 Vol 560 Iss 2 P 934 936 ISSN 0004 637X 1538 4357 doi 10 1086 322438 d Track Q5402996d Track Q58329431d Track Q30048194d Track Q2915886d Track Q598789 Smith N Immler S Weiler K Galactic Twins of the Nebula Around SN 1987A Hints that LBVs may be supernova progenitors AIP Conf Proc AIP 2007 ISSN 0094 243X 1551 7616 1935 0465 doi 10 1063 1 2803557 arXiv 0705 3066 d Track Q56212380d Track Q465230d Track Q4651980 A Gal Yam A massive hypergiant star as the progenitor of the supernova SN 2005gl Nature M Skipper NPG Springer Science Business Media 2009 Vol 458 Iss 7240 P 865 867 ISSN 1476 4687 0028 0836 doi 10 1038 NATURE07934 d Track Q180445d Track Q33346922d Track Q176916d Track Q52661223d Track Q180419 Mauerhan Nathan Smith Alexei Filippenko Kyle Blanchard Peter Blanchard Casper Bradley Cenko Clubb Daniel Cohen 2012 The Unprecedented Third Outburst of SN 2009ip A Luminous Blue Variable Becomes a Supernova arXiv 1209 6320v2 astro ph SR Kleiser I Poznanski D Kasen D ta in 2011 The Peculiar Type II Supernova 2000cb Bulletin of the American Astronomical Society 43 33726 Bibcode 2011AAS 21733726K C Georgy Yellow supergiants as supernova progenitors an indication of strong mass loss for red supergiants Astron Astrophys T Forveille EDP Sciences 2012 Vol 538 P 8 8 ISSN 0004 6361 0365 0138 1432 0746 1286 4846 doi 10 1051 0004 6361 201118372 arXiv 1111 7003 d Track Q29039307d Track Q46260676d Track Q53987730d Track Q752075d Track Q114404 R Michael Rich Serabyn E Kim S S et al Hubble Space Telescope NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters near the Galactic Center Astrophys J E Vishniac IOP Publishing 1999 Vol 525 Iss 2 P 750 758 ISSN 0004 637X 1538 4357 doi 10 1086 307937 arXiv astro ph 9906299 d Track Q60183930d Track Q5402996d Track Q54258394d Track Q59672659d Track Q2915886d Track Q59670240d Track Q109039931d Track Q598789 A Heger A J van Marle Multiple ring nebulae around blue supergiants Astron Astrophys T Forveille EDP Sciences 2008 Vol 488 Iss 2 P 37 41 ISSN 0004 6361 0365 0138 1432 0746 1286 4846 doi 10 1051 0004 6361 200810087 arXiv 0807 3049 d Track Q114404d Track Q46260676d Track Q60803938d Track Q56212381d Track Q73719106d Track Q752075

Дата публікації:
Топ