Stea supergigantă

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare


În astronomie , stelele supergigante sunt stele care se încadrează în clasa de luminozitate I a clasificării spectrale Yerkes . Stelele aparținând acestei clase prezintă linii spectrale mult mai fine decât stelele aparținând secvenței principale . Liniile subțiri indică faptul că atmosfera acestor stele este foarte subțire [1] . Majoritatea super-uriașilor sunt stele masive care își cresc raza considerabil în faza finală a existenței lor. Pe de o parte, acest fenomen scade densitatea stelei prin subțierea liniilor sale spectrale, pe de altă parte, prin creșterea enormă a suprafeței radiante, crește strălucirea stelei [2] .

Acest tip de stele supergigante ocupă, prin urmare, regiunea superioară a diagramei Hertzsprung-Russell , cea rezervată celor mai strălucitoare stele cu magnitudine absolută cuprinsă între -5 și -12 [3] . Cu toate acestea, există și alte tipuri de super-giganți, în care subțierea liniilor spectrale se datorează altor fenomene, precum stelele AGB sau stelele Be .

Generalitate

Diagrama Hertzsprung-Russell

În diagrama HR , stelele sunt clasificate în funcție de temperatura lor reală (pe abscisă) și de strălucirea lor absolută (pe ordonată). Majoritatea supergiganților sunt dispuși într-o bandă orizontală care ocupă partea superioară a diagramei, cea rezervată celor mai strălucitoare stele [4] . Fiind mai strălucitori decât stelele secvenței principale și giganții cu temperatura efectivă corespunzătoare, supergiganții, conform legii Stefan-Boltzmann [5], trebuie să fie mult mai mari decât ei. De fapt, conform acestei legi, strălucirea unei stele este o funcție a suprafeței sale radiante și a patra putere a temperaturii sale [5] . Prin urmare, la aceeași temperatură, dacă o stea este mai strălucitoare decât alta, are o suprafață radiantă mai mare și, în consecință, o rază mai mare . Raza unui supergiant este de obicei între 30 și 1000 de ori cea a Soarelui ( R ☉ ) [6] , deși supergigante excepțional de mari , până la o rază de 1800 R ☉ au fost descoperite [7] . Presiunea radiației limitează raza maximă a supergigantelor la o valoare cuprinsă între 1000 și 2000 R ☉ și la o luminozitate de câteva milioane de ori mai mare decât a Soarelui [8] . Stelele care depășesc aceste limite devin instabile, pulsează și pierd rapid masa [8] .

O stea este clasificată ca supergigant doar pe baza spectrului său. Fiind foarte mari, super-giganții, de fapt, au o greutate redusă a suprafeței și o densitate redusă, ceea ce duce la o schimbare a liniilor spectrale care sunt mai subțiri decât cele ale stelelor secvenței principale [1] . Mai mult, supergigantele sunt stele foarte evoluate și din acest motiv liniile elementelor grele produse prin fuziune nucleară abundă în spectrele lor [9] . În cele din urmă, unii super-giganți pierd masă la rate mari, producând nori de gaz în jurul stelei care induc așa-numitul profil P Cygni din spectrul caracterizat atât de linii de absorbție, cât și de linii de emisie [10] .

Antares , unul dintre cei mai cunoscuți super-giganți.

Supergigantii sunt impartiti pe baza spectrelor lor. Ele se găsesc în fiecare clasă spectrală începând de la clasa O până la clasa M. Sistemul MK atribuie clasa de luminozitate Ib super-giganților mai puțin luminoși și aceea Ia celor mai luminoși [11] . Pentru super-giganți excepțional de strălucitori sau hipergiori , se utilizează uneori abrevierea 0 sau Ia + [12] . În realitate, există un continuum între diferitele subgrupuri de supergiganți și nu o împărțire clară în benzi, atât de mult încât abrevierea Iab este utilizată pentru a indica supergigantele cu luminozitate intermediară. Clasificarea spectrală a supergiganților este adesea notată pentru a indica particularități spectrale , de exemplu B2Iae sau F8Iabpec [13] .

Deoarece supergigantele albastre din clasa O sau B sunt la fel de strălucitoare ca supergigantele roșii din clasa M, așa cum demonstrează orizontalitatea benzii supergigante din diagrama HR, aceasta din urmă trebuie să fie mult mai mare decât prima. Supergigantele roșii, de fapt, emit mult mai puțină radiație pe unitate de suprafață radiantă decât cele albastre, datorită temperaturii de suprafață mai scăzute. Acestea compensează această emisie mai mică pe unitate de suprafață cu o rază mult mai mare. Rezultă, de asemenea, că, în timp ce diferența de dimensiune între o stea de secvență principală din clasa O și o supergigantă din aceeași clasă este foarte mică, cea dintre dimensiunea unei stele de secvență principală din clasa M și o supergigantă corespunzătoare este enormă.

Evoluţie

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: evoluția stelară .

Progenitorii super-uriașilor sunt stele masive aparținând clasei spectrale O sau clasei spectrale B. Acestea sunt stele cu o masă inițială de cel puțin zece ori mai mare decât a Soarelui [6] . Datorită masei lor mari, aceste stele fuzionează hidrogenul cu heliu foarte rapid, astfel încât șederea lor în secvența principală este relativ scurtă, cu perioade cuprinse între 30 de milioane de ani pentru cel mai puțin masiv și câteva sute de mii de ani pentru cei mai masivi [14 ] . Stelele de acest tip sunt observabile în structurile galactice mai tinere, cum ar fi grupurile deschise și brațele galaxiilor spirale și în galaxiile neregulate . În schimb, acestea sunt mai puțin abundente în nucleele galactice și sunt rareori observate în galaxiile eliptice și grupurile globulare , care sunt compuse în principal din stele vechi [15] [16] .

Stelele de acest tip devin supergigante atunci când ies din secvența principală când hidrogenul nucleilor lor începe să se epuizeze. Aceasta produce o extindere a razei stelei, la fel ca și stelele mai puțin masive, dar spre deosebire de acestea, ele au dezvoltat temperaturi suficient de ridicate în nucleele lor pentru a începe fuziunea heliului aproape imediat și înainte de a se forma un nucleu degenerat . Ca urmare, fulgerul de heliu nu apare, dar topirea heliului începe mult mai treptat [17] . Această gradualitate are consecința că supergigantele nu își măresc dramatic strălucirea, așa cum se întâmplă în stelele de masă mai mici atunci când devin uriași , ci se deplasează aproape orizontal de-a lungul diagramei HR devenind din ce în ce mai roșii.

Rigel , cel mai strălucitor supergigant albastru de pe cer .

Stelele cu o masă mai mare de 40 M ☉ nu se extind în supergigante roșii. Își ard combustibilul nuclear prea repede și își pierd straturile superioare prea repede pentru a deveni supergigante roșii și rămân supergiganti albastri sau ajung la stadiul supergigant galben și apoi revin la albastru. Datorită vântului lor stelar intens, își pierd stratul de hidrogen de la suprafață și din faza supergigantă albastră trec direct la cel al stelei Wolf-Rayet și apoi explodează în supernove de tip Ib [18] . Cele mai masive stele, cu masa mai mare de 60 M ☉ , nu se îndepărtează de clasa O cu care și-au început existența și își cresc ușor strălucirea. În consecință, faza lor supergigantă nu se distinge ușor de cea din secvența principală. Cauza acestei diferențe nemarcate între cele două faze se găsește în faptul că aceste stele au un nucleu convectiv foarte mare care amestecă hidrogenul prezent la suprafață cu heliul și carbonul prezente în nucleu. Drept urmare, continuă să fuzioneze hidrogenul până la epuizarea aproape completă, apoi pierd rapid învelișul fin de hidrogen care rămâne, devenind stele Wolf-Rayet pentru a-și încheia existența ca supernove de tip Ic [18] [19] .

S-a teoretizat că primele stele din univers, așa-numitele stele ale Populației III [20] , erau mult mai masive decât stelele existente în prezent (până la 1000 M ☉ ) [21] [22] . Existența acestei prime generații de stele a fost postulată pentru a explica existența altor elemente chimice decât hidrogenul și heliul la cele mai vechi stele cunoscute [20] . Deși erau mai mari și mai strălucitoare decât toți super-giganții cunoscuți astăzi, structura lor trebuie să fi fost foarte diferită, cu pierderi de masă mult mai mici. Au avut o viață foarte scurtă și și-au încheiat existența în supernove în instabilitate de cuplu sau fotodisintegrare [23] [24] .

Progenitorii supernovelor

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Supernova .

Majoritatea super-uriașilor sunt destinați să-și pună capăt existenței explodând într-o supernovă . Datorită maselor lor mari, supernovele sunt capabile să dezvolte temperaturi suficiente în nucleele lor pentru a fuziona elemente mai grele până la fier . Supergigantul dezvoltă o structură de „ceapă”, în care elementele chimice produse sunt dispuse în straturi concentrice, cele mai grele din centru, cele mai puțin grele în straturile treptat superioare. Deoarece topirea fierului necesită mai multă energie decât produce, supergigantul care a dezvoltat un miez de fier se prăbușește, producând explozia [25] .

Supergigantele roșii sunt progenitorii supernovelor de tip II , deoarece păstrează o coajă de hidrogen în jurul nucleului lor. Supergigantele albastre, pe de altă parte, evoluează în stele Wolf-Rayet, în care hidrogenul este absent sau aproape absent, care explodează în supernove de tip Ib și Ic [26] .

Diagrama „straturilor de ceapă” ale unui supergigant în ultimele etape ale vieții. (Nu la scară)

Cu toate acestea, modelul de ceapă, pentru care supergigantul dezvoltă un miez de fier care se prăbușește provocând explozia, s-a dovedit a fi prea simplist: progenitorul supernovei de tip II SN 1987a a fost un supergigant albastru, deși nu este exclus faptul că a fost trecut anterior din faza supergigantă roșie. Cazul acestei supernove nu este probabil unul excepțional și, în consecință, cercetările actuale încearcă să înțeleagă cum pot exploda supergigantele albastre și cum supergigantele roșii pot deveni din nou supergigantele albastre [27] .

Variabilitate

Mulți super-giganți prezintă fenomene de variabilitate . În majoritatea cazurilor, variabilitatea se datorează pulsațiilor suprafeței stelare. Printre variabilele pulsatorii se numără cele aparținând așa-numitei fâșii de instabilitate , care traversează banda supergigantelor în corespondență cu clasele spectrale F6-K2, extinzându-se până la hipergigantele [28] . Astfel, unele supergigante galbene sunt variabile clasice ale cefeidelor , care au perioade foarte variabile de variabilitate. Ele pot fi folosite ca lumânări standard , deoarece perioada lor de variație este o funcție a strălucirii absolute a stelei. Perioadele de variație ale cefeidelor sunt relativ scurte, cu maximum 100 de zile [29] . Pe de altă parte, alți super-giganți pulsatori au perioade mai lungi, dar prezintă variații mai puțin regulate și sunt clasificate între variabile neregulate semi- regulate sau lente . Acestea din urmă aparțin în mare parte ultimelor clase spectrale: K, M, C sau S [30] . Printre ele se numără una dintre cele mai strălucitoare stele de pe cer, Betelgeuse [31] . Unele super-gigante albe, pe de altă parte, au mai multe perioade de variabilitate suprapuse și sunt colectate în clasa variabilelor Alpha Cygni [32] , al cărui prototip este Deneb (α Cygni).

Deneb , prototipul supergigant al variabilelor Alfa Cygni .

Unii super-giganți și hipergiori sunt în schimb variabile eruptive, care manifestă periodic erupții și explozii însoțite de pierderi de masă uneori uriașe. Ele sunt colectate în clasa variabilelor S Doradus sau LBV (din acronimul englezesc Luminous Blue Variable , luminous blue variable). Când sunt inactive, suferă mici variații ale luminozității, cu perioade care pot fi măsurate în zeci de zile. În perioadele dintre explozii, care pot dura până la sute de ani, LBV-urile par a fi super-giganți sau hipergiori normali. Multe dintre cele mai strălucitoare stele intrinsec cunoscute sunt variabile LBV [33] .

Alte tipuri de supergiganti

Majoritatea super-uriașilor sunt stele masive care au ajuns în stadiul final al evoluției lor. Cu toate acestea, există și alte tipuri de stele care sunt clasificate ca supergigante pe baza fineții liniilor lor spectrale și a strălucirii lor, dar care nu sunt stele masive evoluate. Unele dintre aceste tipuri vor fi listate.

  • Stelele ramurii asimptotice a uriașilor (AGB) sunt stele mai mici decât masa 8-10 M ⊙ au atins un stadiu foarte avansat al evoluției lor în care fuzionează heliu cu carbon în nucleele lor. Își măresc foarte mult raza (până la 1 au ) și luminozitatea lor, devin de culoare roșie și pierd masă la rate foarte mari, datorită, de asemenea, instabilității lor care produce schimbări radicale în structura internă a stelei și pulsații termice semnificative. Având în vedere luminozitatea lor, rarefierea atmosferelor și culoarea lor, au spectre similare cu cele ale supergigantelor roșii. Cu toate acestea, ele nu sunt destinate să devină supernove, ci să formeze nebuloase planetare și să-și pună capăt existenței ca pitici albi . În ciuda caracteristicilor spectrului lor, savanții preferă să-i țină separați de alți super-giganți datorită masei lor mici și a soartei lor finale diferite [34] .
  • Unele stele variabile, cum ar fi variabilele RV Tauri și variabilele PV Telescopii, sunt adesea descrise ca supergigante datorită spectrului și luminozității lor [35] [36] . Primele sunt de fapt stele cu masă redusă în stadiul AGB sau chiar post-AGB și au atmosfere extrem de rarefiate care formează nori de gaz care înconjoară steaua [37] . Acestea din urmă sunt probabil stele Be deosebite, foarte sărace în hidrogen. Poate că sunt și obiecte post-AGB [36] .
  • Stelele Wolf-Rayet sunt stele foarte dezvoltate, de mare masă, în general mai fierbinți decât supergigantele albastre, mai mici decât ele, dar având o luminozitate comparabilă, dacă nu chiar mai mare, datorită temperaturilor lor foarte ridicate de la suprafață (25.000 - 150.000 K). Spectrele lor sunt dominate de heliu și metale . Acestea sunt stele într-un stadiu evolutiv mai avansat decât cel al supergiganților, în care învelișul de suprafață al hidrogenului care învelea steaua s-a pierdut, descoperind astfel miezul heliului. La fel cum stelele AGB sunt plasate într-o regiune a diagramei HR apropiată de cea a supergigantelor roșii, stelele Wolf-Rayet sunt plasate într-o regiune apropiată de cea a celor mai fierbinți supergiganti albastri și a celor mai fierbinți stele ale secvenței principale O. și strălucitoare [38] . Există, de asemenea, o clasă de stele numite „ stele de bar ” și desemnate prin simbolul Of / WNL care prezintă spectre având caracteristici de tip O, dar cu secvențe similare cu cele ale lui Wolf-Rayet de tip WNL. Acestea sunt super-giganți de tip O care își pierd coaja de hidrogen exterior din cauza vânturilor stelare foarte intense [39] . Prin urmare, acestea se află într-un stadiu evolutiv intermediar între cel al supergigantului albastru și steaua lui Wolf Rayet [38] . Pe de altă parte, stelele de tip O de secvență principală sunt aproape indistincte de supergigantele albastre în care evoluează având temperaturi și luminozitate similare și numai analiza exactă a caracteristicilor spectrului lor permite să distingem cele două clase de stele.
Wolf-Rayet WR 124 stele .
  • Stelele Be sunt stele din clasa spectrală B înconjurate de discuri circumstelare formate din materie gazoasă considerată a fi alcătuită din materialul evacuat din stea. Litera e înseamnă „emisie” și derivă din liniile de emisie ale hidrogenului prezente în spectrul aceluiași datorită prezenței discului [40] . Unele stele Be au temperaturi și luminozități echivalente cu cele ale super-uriașilor; alte stele Be sunt clar diferite. Unii cercetători preferă să păstreze stelele Be separate de supergiganti, având în vedere caracteristicile lor specifice [41] , în timp ce alții clasifică cele mai strălucitoare și mai masive stele Be dintre supergiganti. A doua opțiune a devenit mai frecventă, deoarece s-a înțeles că fenomenul Be își are originea în stele foarte diferite datorită mecanismelor diferite; în unele cazuri aceste stele se află în mod clar în faza supergigantă [42] .
  • Variabilele R Coronae Borealis sunt de obicei clasificate ca supergigante galbene. Se manifestă la intervale imprevizibile scăderi foarte pronunțate ale luminozității (până la 9 magnitudini) datorită formării norilor circumstanțiali de carbon care ascund steaua [43] . Sunt de fapt stele de masă medie ( 0,8-0,9 M ⊙ ), rezultatul fuziunii a două pitici albi, constând în principal din heliu și carbon [44] . Prin urmare, acestea sunt obiecte exotice foarte diferite de alte super-giganți.

Exemple cunoscute

Stelele din clasa spectrală O sunt foarte rare și au, de asemenea, o durată de viață relativ scurtă. În consecință, supergiganții care coboară din acest tip de stele sunt o fracțiune foarte mică din stelele existente. Cu toate acestea, deoarece stelele supergigante sunt extrem de strălucitoare, ele sunt vizibile de pe Pământ cu ochiul liber chiar și la sute sau mii de ani lumină . Există multe exemple de super-giganți vizibili cu ochiul liber, inclusiv unele dintre cele mai strălucitoare stele de pe cer .

Centura lui Orion . Din stânga, supergigantii Alnitak și Alnilam , în dreapta, gigantul luminos Mintaka .

Canopus , a doua cea mai strălucitoare stea din cerul nopții după Sirius , este un supergigant galben din clasa spectrală F0Ib, aproximativ 300 al din sistemul solar [45] . Rigel , cea mai strălucitoare stea din constelația Orion și a șaptea cea mai strălucitoare stea din cerul nopții, este un supergigant albastru din clasa spectrală B8Iab, aproximativ 850 al [46] , în timp ce Betelgeuse și Antares , respectiv cea de-a zecea și a șaisprezecea cea mai strălucitoare stea din cer, sunt doi super-giganți roșii tipici din clasa spectrală M care prezintă fenomene de variabilitate neregulată sau semi-regulată. Au o rază de dimensiuni enorme (850-1000 R ☉ ), ceea ce le face una dintre cele mai mari stele cunoscute [47] [48] . Deneb , cea de-a nouăsprezecea cea mai strălucitoare stea din cer, este cea mai îndepărtată stea de prima magnitudine de la Soare ( 1 400 –3 200 al ). Este un supergigant alb de clasa spectrală A2Iae, prototip al variabilelor Alfa Cygni [49] .

Alți super-giganți remarcabili vizibili cu ochiul liber sunt Alnilam și Alnitak , doi super-giganți albastri, care împreună cu Mintaka formează celebrul asterism al Centurii Orion [50] ; μ Cephei , una dintre cele mai mari stele cunoscute (1400 R ☉ ), aproape de limita maximă de dimensiune pe care o stea o poate atinge [51] ; ρ Cassiopeiae , poate cea mai îndepărtată stea vizibilă cu ochiul liber ( 8 000 –10 000 al ) [52] și δ Cephei , celebrul prototip al variabilelor Cepheid [53] [54] .

Notă

  1. ^ a b Marcia Rieke, Spectroscopy Stellar and the HR Diagram , on Fundamentals of Astronomy , Universitatea din Arizona. Adus la 22 octombrie 2014 .
  2. ^ Michael Seeds și Dana Backman, Perspective in Astronomy , Belmont (CA), Thomson Higher Education, 2007, p. 112, ISBN 978-0-495-39273-6 .
  3. ^ RM Humphreys, K. Davidson, Studii ale stelelor luminoase din galaxiile din apropiere. III - Comentarii cu privire la evoluția celor mai masive stele din Calea Lactee și Marele Nor Magellanic , în Astrophysical Journal , vol. 232, 1979, pp. 409-420, DOI : 10.1086 / 157301 . Adus pe 28 octombrie 2014 .
  4. ^ Diagrama Hertzsprung-Russell , la atnf.csiro.au , Facilitatea Națională a Telescopului din Australia. Adus la 25 octombrie 2014 .
  5. ^ a b Legea Stefan-Boltzmann , despre hiperfizică . Adus la 25 octombrie 2014 .
  6. ^ a b Supergiant , în ScienceDaily . Adus la 16 iulie 2014 (arhivat din original la 6 iulie 2014) .
  7. ^ Fraser Cain, Red Supergiant Stars , on Universe Today , 5 februarie 2009. Accesat la 16 iulie 2014 .
  8. ^ a b Hannah Wakeford, cea mai mare, cea mai strălucitoare și cea mai densă , de pe planeta stelară , 23 ianuarie 2013. Accesat la 28 octombrie 2014 .
  9. ^ A. Maeder și colab. , Evoluția abundențelor CNO de suprafață în stele masive , în Astronomie și Astrofizică , vol. 565, 2014, pp. A39, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201220602 . Adus pe 28 octombrie 2014 .
  10. ^ David Darling, profilul P Cygni , pe Enciclopedia științei . Adus pe 28 octombrie 2014 .
  11. ^ Michael Richmond, Luminosity Class și diagrama HR , pe spiff.rit.edu . Adus pe 29 octombrie 2014 .
  12. ^ C. de Jager, The Yellow Hypergiants , în The Astronomy and Astrophysics Review , vol. 8, nr. 3, 1998, pp. 145-180, DOI : 10.1007 / s001590050009 . Adus pe 29 octombrie 2014 .
  13. ^ Bruce MacEvoy, Clasificarea spectrală a stelelor , la handprint.com , Black Oak Observatory. Adus pe 29 octombrie 2014 .
  14. ^ Michael Richmond, Evoluția stelară pe secvența principală , pe spiff.rit.edu . Adus la 25 iulie 2014 .
  15. ^ Componente ale galaxiei , pe stele, galaxii și cosmologie . Adus la 30 octombrie 2014 .
  16. ^ Galaxii eliptice , pe Sloan Digital Sky Survey . Adus la 30 octombrie 2014 .
  17. ^ HE Smith, Evolution of High Mass Stars ( PDF ), pe cass www.ucsd.edu , Universitatea din California, San Diego. Adus pe 29 octombrie 2014 .
  18. ^ a b Onno Pols, Pre-supernova evolution of massive stars ( PDF ), despre structura și evoluția stelară , Radboud Universiteit Nijmegen. Adus la 4 noiembrie 2014 .
  19. ^ Georges Meynet și colab. , Supergigantele roșii, variabilele albastre luminoase și stelele Wolf-Rayet: perspectiva stelară masivă unică , su arXiv.org , Universitatea Cornell. Adus pe 9 noiembrie 2014 .
  20. ^ a b First Stars (și alte începuturi) , pe SolStation , Sol Company. Adus la 4 noiembrie 2014 .
  21. ^ RB Larson, V. Broom, Primele stele din univers ( PDF ), în Scientific American , vol. 285, nr. 6, 2001, pp. 64-71. Adus la 4 noiembrie 2014 .
  22. ^ V. Bromm, PS Coppi, RB Larson, Formarea primelor stele. I. Norul primordial de formare a stelelor , în Jurnalul astrofizic , vol. 564, nr. 1, 2002, pp. 23-51, DOI : 10.1086 / 323947 . Adus la 4 noiembrie 2014 .
  23. ^ CL Fryer, SE Woosley și A. Heger, Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients , în The Astrophysical Journal , vol. 550, n. 1, 2001, pp. 372-382, DOI : 10.1086 / 319719 . Adus la 4 noiembrie 2014 .
  24. ^ A. Heger și colab. , Cum își încheie viața stelele singure masive , în Jurnalul astrofizic , vol. 591, nr. 1, 2003, p. 288, DOI : 10.1086 / 375341 . Adus la 4 noiembrie 2014 .
  25. ^ Supergiant Stars , pe cronodon.com , Cronodon. Adus la 30 octombrie 2014 .
  26. ^ J. Groh și colab. , Proprietățile fundamentale ale supernovai colapsului nucleului și ale progenitorilor GRB: prezicerea aspectului stelelor masive înainte de moarte , în Astronomy & Astrophysics , vol. 558, 2013, pp. A131, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321906 . Adus la 4 iulie 2014 .
  27. ^ S. van Dyk, W. Li, AV Filippenko, Căutarea imaginilor telescopului spațial Hubble pentru descendenții supernovai Core-Collapse , Young Neutron Stars and Their Environments, IAU Symposium nr. 218, Sindney, 14-17 iulie 2003 , S. Francisco, Societatea Astronomică din Pacific, 2004, pp. 29-32. Adus la 30 iulie 2014 .
  28. ^ AW Rodgers, Variația radiusului și tipul populației de variabile cefeide , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 117, 1957, pp. 85-94. Adus la 4 noiembrie 2014 .
  29. ^ Stanimir Metchev, The Cepheid Period-Luminosity Relation , pe astro.sunysb.edu , Universitatea Stony Brook. Adus la 4 noiembrie 2014 .
  30. ^ Tipuri de variabilitate GCVS ( TXT ), pe Catalogul general al stelelor variabile , Fundația Rusă pentru Cercetări de Bază, Institutul Astronomic Sternberg. Adus la 4 noiembrie 2014 .
  31. ^ Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , Hoboken, New Jersey, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, p. 177 , ISBN 978-0-471-70410-2 .
  32. ^ Variabilitate tip ACYG , pe cdsarc.u-strasbg.fr . Adus la 4 noiembrie 2014 .
  33. ^ JA Guzik, CC Lovekin, Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars , în Astronomical Review , vol. 7, nr. 3, 2012, pp. 13-47. Accesat la 5 noiembrie 2014 .
  34. ^ Norbert Langer, Evoluția târzie a stelelor cu masă mică și medie ( PDF ), pe astro.uni-bonn.de , Universität Bonn. Adus la 6 noiembrie 2014 (arhivat din original la 13 octombrie 2014) .
  35. ^ Matthew Templeton, RV Tauri - Prototipul ciudat al unei clase ciudate ( PDF ), la aavso.org , AAVSO. Adus 7 noiembrie 2014.
  36. ^ a b C. Simon Jeffery, Variable Star Designations for Extreme Helium Stars , în Buletin informativ despre stele variabile , vol. 5817, 2008, pp. 1-7. Adus 7 noiembrie 2014.
  37. ^ Gary Good, Observing Variable Stars , Londra, Springer, 2003, pp. 88-90, ISBN 978-1-85233-498-7 . Adus 7 noiembrie 2014.
  38. ^ a b John Hillier, Wolf-Rayet Stars ( PDF ), la kookaburra.phyast.pitt.edu , Universitatea din Pittsburgh. Adus 7 noiembrie 2014.
  39. ^ NR Walborn, Multiwavelength Systematics of OB Spectra , în Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica , vol. 33, 2008, pp. 5-14. Adus la 18 octombrie 2014 .
  40. ^ Thomas J. Rivinius, Classical Be Stars Gaseous Discs Around the Most Rapidly Stars ( PDF ), pe ESO . Accesat 11 noiembrie 2014.
  41. ^ Christian Buil, The spectroscopic Be stars Atlas , astrosurf.com , 30 noiembrie 2008. Accesat la 11 noiembrie 2014 .
  42. ^ H. Lamers și colab. , O clasificare îmbunătățită a stelelor de tip B [e] , în Astronomie și astrofizică , vol. 340, 1998, pp. 117-128. Adus pe 9 noiembrie 2014 .
  43. ^ L- Skuljan, PL Cottrell, R Coronae Borealis stars , în Publicații ale Observatorului Astronomic din Belgrad , vol. 75, 2003, pp. 45-52. Accesat 11 noiembrie 2014.
  44. ^ JE Staff și colab. , Stelele R Coronae Borealis se formează din fuziuni cu dublu alb pitic? , în Jurnalul astrofizic , vol. 757, nr. 1, 2012, pp. id. 76, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 757/1/76 . Accesat 11 noiembrie 2014.
  45. ^ A. Domiciano de Souza și colab. , Diametrul și structurile fotosferice ale Canopus din interferometria AMBER / VLTI , în Astronomie și Astrofizică , vol. 489, nr. 2, 2008, pp. L5-L8, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810450 . Accesat 11 noiembrie 2014.
  46. ^ Bet Ori , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato l'11 novembre 2014 .
  47. ^ Jim Kaler, Antares , su Stars , University of Illinois. URL consultato l'11 novembre 2014 .
  48. ^ Jim Kaler, Betelgeuse , su Stars , University of Illinois. URL consultato l'11 novembre 2014 .
  49. ^ Larry Sessions, Deneb is a distant and very luminous star , su EarthSky . URL consultato l'11 novembre 2014 .
  50. ^ Alnitak, Alnilam, Mintaka , su APOD , NASA. URL consultato il 12 novembre 2014 .
  51. ^ EM Levesque et al. , The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought , in The Astrophysical Journal , vol. 628, n. 2, 2005, pp. 973-985, DOI : 10.1086/430901 . URL consultato il 12 novembre 2014 .
  52. ^ How Far Away Are the Stars? , su peterlinde.net . URL consultato il 12 novembre 2014 .
  53. ^ Del Cep , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 12 novembre 2014 .
  54. ^ Kerri Malatesta, Delta Cephei , su aavso.org , AAVSO, 26 febbraio 2013. URL consultato il 12 novembre 2014 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Stella_supergigante&oldid=120908651 "