HD 5980 - HD 5980

HD 5980
Hd-5980-chadra.jpg
Rentgenový snímek od Hvězdárna Chandra
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíTucana
Správný vzestup00h 59m 26.569s[1]
Deklinace–72° 09′ 53.91″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)11.31[2]
Vlastnosti
Spektrální typLBV + WN4 + OI[3]
U-B barevný index−0.99[4]
B-V barevný index−0.18[2]
Variabilní typLBV[5] a EA[3]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)−20[6] km / s
Správný pohyb (μ) RA: −3.5[1] mas /rok
Prosinec: −2.4[1] mas /rok
Vzdálenost200,000 ly
(64,000[5] ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)−8.1 (−7.1/−6.8/−6.7)[7]
Obíhat[6]
HlavníHD 5980 A
SpolečníkHD 5980 B
Doba (P)19,2656 ± 0,0009 dní
Poloviční hlavní osa (A)151±4 R☉
Excentricita (E)0.27±0.02
Sklon (i)86°
Periastron epocha (T)2451424.97±0.25
Argument periastronu (ω)
(hlavní)		134±4°
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		214 ± 6 km / s
Semi-amplituda (K.2)
(sekundární)		200 ± 6 km / s
Obíhat[6]
HlavníHD 5980 C.
Doba (P)96,56 ± 0,01 dne
Excentricita (E)0.815
Periastron epocha (T)2451183.40±0.22
Argument periastronu (ω)
(hlavní)		252±3.3[6]°
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		81 ± 4 km / s
Detaily
A
Hmotnost61[7] M☉
Poloměr24[7] (21[3] – 280[8]) R☉
Zářivost2,200,000[7] (2,000,000[9] – 10,000,000[8]) L☉
Teplota45,000[7] (21,000 – 53,000[3]) K.
Kovovost [Fe / H]−1.0[5] dex
Rychlost otáčení (proti hříchi)250[10] km / s
B
Hmotnost66[7] M☉
Poloměr22[7] R☉
Zářivost1,800,000[7] L☉
Teplota45,000[7] K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)<400[7] km / s
Stáří2.6[7] Myr
C
Hmotnost34[7] M☉
Poloměr24[7] R☉
Zářivost708,000[7] L☉
Teplota34,000[7] K.
Kovovost [Fe / H]≅ −0.7[5] dex
Rychlost otáčení (proti hříchi)120[7] km / s
Stáří3.1[6] Myr
Jiná označení
HD  5980, RMC  14, Sk  78, AB 5, SMC WR5, AAVSO  0056-72
Odkazy na databáze
SIMBADdata

HD 5980 je systém s více hvězdami na okraji města NGC 346 v Malý Magellanovo mračno (SMC)[11] a je jednou z nejjasnějších hvězd v SMC.

HD 5980 má nejméně tři komponenty mezi nejzářivější hvězdy známé: neobvyklý primární má a Vlk-Rayet spektrum a vytvořil a světelná modrá proměnná (LBV) výbuch; sekundární, také hvězda Vlk – Rayet, tvoří zákryt spektroskopická binárka s primární hvězdou; a vzdálenější O-typ superobr je také pravděpodobné, že bude binární.

Objev

HD 5980 byl poprvé zaznamenán v roce 1901 jako první objekt v seznamu objektů jižní oblohy se zvláštními spektry. To bylo popisováno jako "Type V", s odkazem na Třída Secchi pro hvězdy s emisními linkami.[12]

V prvním případě byl formálně pojmenován HD 5980 Katalog Henryho Drapera kde byl dán spektrální typ Oa indikující silná emisní pásma.[13] Spektrální typ byl později vylepšen na Wa, když byly hvězdy emisní linie „O“ rozpoznány jako samostatná třída.[14]

Pozdější pozorování detekovala spektrální a jasové variace[15] a zatmění,[16] ale myslelo se, že jde o jednoduchý binární soubor WR / OB. Absorpční čáry ve spektru, které se během binární oběžné dráhy nepohybovaly, nakonec vedly k závěru, že HD 5980 byl trojitý systém s blízkým zákrytovým binárním souborem a vzdálenějším supergiantem třídy O.[17][18]

V roce 1993 se spektrum začalo měnit a jas se zvyšoval, což začalo dramatickou změnu, která byla interpretována jako jedinečný typ erupce LBV.[10] Od té doby byla hvězda intenzivně pozorována a modelována.[5]

Součásti

NGC 346. HD 5980 je nejjasnější hvězda nalevo, těsně nad středem.

HD 5980 je vizuálně jedna hvězda, ale spektrum odhaluje tři horké světelný komponenty. Fyzikální parametry tří hvězd jsou nejisté kvůli obtížím při řešení jejich spekter, částečných zatmění, zjevné vnitřní variace s orbitální fází a silná variabilita alespoň jedné složky. Kalibraci spektrálních znaků na fyzické znaky, jako je teplota, historicky komplikovala nízká úroveň metalicita objektů v SMC.[5]

Primární hvězda, HD 5980 A, je vizuálně nejjasnější složkou všech tří. Byl to zjevně chudý na vodík WN3 -typ asi do roku 1990, ale poté podstoupil výbuch typu LBV, který viděl desetinásobně zvětšit jeho poloměr a dramaticky poklesnout jeho teplotu, takže vypadal jako hyperobr B s prominentními vodíkovými spektrálními čarami. Od té doby se vrátil téměř ke svému původnímu jasu a teplotě. Spektrum emisních čar je vytvářeno hustě hvězdný vítr a málo se ví o základech fotosféra.[6]

Sekundární, HD 5980 B, je také hvězdou Vlk – Rayet. Vytváří spektroskopický dvojník s primárním A a obíhají kolem sebe každých 19,3 dne. Orbitální parametry naznačují, že obě hvězdy jsou přibližně stejně hmotné, na hranici chyby. Oběžná dráha je k nám nakloněna v úhlu 86 ° a k částečným zatměním dochází dvakrát na oběžnou dráhu s časováním, které naznačuje excentricita 0,27. Zatmění produkují pouze změnu velikosti 0,2 jasu systému, ale tvar světelné křivky a změny profilu čáry během zatmění umožňují identifikovat jak hvězdné jádro, tak hustou oblast větru přibližně dvojnásobnou šířku hvězdy.[3] HD 5980 B je obecně klasifikován jako WN4. Spektrum lze od HD 5980 A odlišit pouze na základě variací v profilu některých širokých emisních čar během oběžné dráhy. Některá vodíková vedení jsou vidět v emisích, ale obecně jsou kombinována s jinými širokými emisemi nebo jsou skryta. Úzké linie absorpce vodíku se obecně nepovažují za pocházející z této komponenty a nevykazují stejné variace radiální rychlosti.[5]

Složka C je vzdálená hvězda bohatá na vodík identifikovaná z úzkých absorpčních linií, které nevykazují stejné silné variace radiální rychlosti jako široké emisní linie z dvojice A / B. Spektra s vyšším rozlišením vykazují menší pomalejší variace radiální rychlosti a předpokládá se, že C má také společníka. Primární je horká konvenční hvězda, pravděpodobně první superobr O-typu. Perioda 96,5 dnů byla odvozena z variací radiální rychlosti. Toto je pětinásobek období systému A / B, což naznačuje, že čtyři hvězdy tvoří gravitační lichoběžníkový systém, i když nelze vyloučit, že se jedná o nesouvisející náhodné vyrovnání.[6]

Svítící modrá proměnná

H-R diagram ukazující umístění HD 5980A ve vztahu k S Doradus Nestability Strip a řadě běžnějších LBV. Je také zobrazena pravděpodobná poloha HD 5980A během výbuchu.

Před rokem 1990 nebylo pozorováno, že by HD 5980 vykazoval významné odchylky nad rámec běžných zatmění. V té době to bylo známé pouze jako binární soubor WN + OB, ale pozdější analýza ukazuje, že primární HD 5980A vykazoval spektrum podobné hvězdě WN3. Systém měl zdánlivou vizuální velikost kolem 11,7 a primární je vypočítán jako mírně nejjasnější ze tří známých složek.[19]

V listopadu 1993 byl spektrální typ WN6 a jas se zvýšil na přibližně 10,9. Absorpční linie ve spektru již nebyly detekovatelné. Jas se na konci roku 1993 několik týdnů zvyšoval na více než 10. velikost a spektrální typ dosáhl WN8, než jas rychle poklesl téměř na 11. velikost.[19] V červnu 1994 se hvězda začala ochladit a znovu se stala jasnější. To vyvrcholilo v září 8,6 a byla pohodlně nejjasnější hvězdou v SMC, ale v tuto přesnou dobu neexistují žádná spektra. Velmi krátce po vrcholu byl klasifikován jako WN11.[20] V listopadu bylo spektrum považováno za B1,5Ia+, modrý hyperobr se silným vodíkovým a ionizovaným kovovým vedením v emisi nebo s Profily se jménem P Cygni. B1.5Ia+ je velmi podobný spektrální typ jako WN11, s nižšími úrovněmi ionizace a silnější absorpcí profilu P Cygni v některých liniích, což naznačuje mírně nižší teplotu se změnami hvězdného větru. O měsíc později se jas mírně snížil a spektrum indikovalo zvýšení teploty. Během roku jas klesl na 11. velikost a spektrum bylo zpět na WN6.[21]

Od výbuchu jas klesl přibližně na velikost 11,3 a HD 5980 A ukazuje spektrum WN4 / 5. Jedna studie naznačuje zvýšení svítivosti 3–6krát na 10,000,000 krát to slunce (L☉) na svém vrcholu,[8] ale to může být jednoduše způsobeno různými analytickými technikami a jiní shledávají poměrně konzistentní svítivost několika milionůL☉.[22]

Dřívější výbuch mohl nastat kolem roku 1960 a navrhuje se 40letý cyklus. Byly pozorovány také mikro-variace s 30minutovým časovým měřítkem, když je HD 5980A v klidové fázi. Příčiny variací a erupcí s velkou amplitudou nejsou známy, ale spekuluje se, že velké erupce se spustí, když se hvězda dostatečně roztáhne během normálního výbuchu LBV, aby vynutila násilnou interakci s blízkým binárním společníkem.[10]

Ačkoli je HD 5980 považován za LBV, neřídí se normálním vzorem, kterým by byla efektivní teplota během výbuchu kolem 8 500 K a spektrum typu A. Spekuluje se, že blízký společník způsobí, že tato konkrétní hvězda vykazuje nestabilitu typu LBV při mnohem vyšších teplotách. Romanova hvězda a Var 83 mohou být podobné a málo studované Var 2 je ještě teplejší, všechny v M33.

Vývoj

Malý Magellanovo mračno. NGC 346 je nejjasnější červená skvrna blízko středu (velmi jasný objekt ve spodní části rámečku je NGC 362 ).

Současný vývojový stav a budoucí vývoj hvězd HD 5980 je velmi nejistý. Hvězdy nelze vizuálně oddělit a jejich spektra jsou do značné míry smíchána, takže přesné chemické a fyzikální vlastnosti hvězd podléhají širokým okrajům chyb. Hvězdy v Malém Magellanově mračnu mají nízkou metalicitu, což ovlivňuje proces hvězdné evoluce, zejména u hmotných hvězd. Nízká metalicita snižuje míru úbytku hmoty. Jedním z efektů je to, že hvězdy Wolf-Rayet jsou neobvyklé, přičemž vyšší podíl hmotných hvězd exploduje jako supernovy, než ztratí dostatek hmoty, aby se z nich stala hvězda Wolf-Rayet. Pouze hvězdy hmotnější než 45 letM☉ (nebo vyšší[23]) se předpokládá, že se stanou hvězdami WR v SMC, zatímco v Mléčné dráze nad 25M☉ Učiň tak.[24] V SMC je známo pouze 12 hvězd WR, typ 11 WN a 1 WO, všechny jsou ve srovnání s Vlkodlaky z Mléčné dráhy hmotné a světelné a více než polovina má masivní společníky.[9] / 589,000[5] Hvězdy SMC WR mají pro své teploty relativně rané spektrální typy, opět v důsledku nízké metalicity. Kromě HD 5980 je nejnovější spektrální typ Wolf – Rayet v SMC WN4. Všechny vlčí paprsky SMC, až na jednu výjimku, vykazují určitou absorpci ve svém spektru, což svědčí o hvězdě typu O podobné teploty jako vlk-paprsek. V některých případech O společník existuje, ale spekuluje se, že hvězdné větry Vlk – Rayet jsou dostatečně slabé na metalické vlastnosti SMC, aby bylo možné ve spektru vidět nějakou fotosférickou absorpci.[25]

Složka C je s největší pravděpodobností relativně normální hvězda typu O. Byl různě klasifikován od O4 do O7, předběžně jako superobr. Z hlavní sekvence se tedy vyvinul jen nepatrně, s největší pravděpodobností stále taví vodík v jádru, a může sledovat poměrně typickou evoluční stopu s jednou hvězdou. Jeho společník není znám, ale v současné době je příliš vzdálený, než aby mohl mít silný vliv na jeho vývoj.[3]

Současný vývojový stav binárních komponent WR je méně jasný. Jsou na blízké oběžné dráze, ale zcela oddělené, i když je možné, že k hromadnému přenosu došlo v minulosti, když byla rozšířena jedna nebo druhá hvězda. Odhaduje se, že LBV je větší než orbitální separace na vrcholu jeho výbuchu, i když ve skutečnosti jde pouze o pseudofotosféru tvořenou vysunutým materiálem. Raná klasifikace WN s malým množstvím vodíku ve spektru je obecně spojena s vysoce vyvinutými nízkohmotnými hvězdami spalujícími helium, které se blíží ke konci svého života, ale komponenty HD 5980 jsou hmotné světelné hvězdy. Spektrální typy zobrazené hvězdami Wolf-Rayet s nízkou metalicitou, jako jsou ty v SMC, nejsou přímo srovnatelné s hvězdami vyšší metalicity, což komplikuje interpretaci jejich evolučního stavu. Kvazi-chemicky homogenní vývoj velmi hmotných hvězd může přibližně reprodukovat stav složek A a B jako hvězdy, které se právě vyvíjejí pryč od hlavní sekvence, ale u metalicity SMC to vyžaduje téměř kritickou rotaci, aby se vynucovalo dostatečné promíchání.[6][26]

Byly vyvinuty dva binární evoluční modely, které reprodukují aktuální stav systému. V prvním modelu dvě hvězdy počáteční hmotnosti 90M☉ a 80M☉ byly vyvinuty s počáteční oběžnou dobou 12 dnů a počáteční rychlostí rotace 500 km / s. Po ~ 3,1 milionech let bylo zjištěno, že hvězdy mají oběžnou dobu 19,2 d a hmotnosti a svítivost jsou podobné těm, které jsou odvozeny z nedávných pozorování.[27] K žádnému přenosu hmoty nedošlo, protože hvězdy sledují kvazi-chemicky evoluční výpočet. Ve druhém modelu byla počáteční hmotnost dvou hvězd 150M☉ a 75M☉ na 16denní oběžné dráze 160R☉ odděleně. Po 2,3 milionech let začne hmotnější hvězda přetékat Roche lalok a rychle převádí 25M☉ k menší hvězdě. Systém pozorujeme po 2,6 milionu let. Podrobnosti o modelu jsou zjevně nejisté kvůli vysoce nestabilnímu chování primárního pozorovaného v minulém století.[7]

Hvězdy Vlk – Rayet explodují jako kolaps jádra typu Ib / c supernovy když mají tavené prvky až po žehlení. V závislosti na hmotnosti jádra v době kolapsu opustí zbytek černé díry nebo neutronové hvězdy. Očekává se, že hvězdy SMC Wolf – Rayet budou relativně hmotné a relativně krátkodobé a zanechají za sebou černé díry. Jsou také dobrými kandidáty na záblesky gama záření pokud se otáčejí dostatečně rychle.[26]

Viz také

Reference

  1. ^ A b C d Hog, E .; Kuzmin, A .; Bastian, U .; Fabricius, C .; Kuimov, K .; Lindegren, L .; Makarov, V. V .; Roeser, S. (1998). "Referenční katalog TYCHO". Astronomie a astrofyzika. 335: L65. Bibcode:1998A & A ... 335L..65H.
  2. ^ A b Høg, E .; Fabricius, C .; Makarov, V. V .; Urban, S .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). „Katalog Tycho-2 s 2,5 miliony nejjasnějších hvězd“. Astronomie a astrofyzika. 355: L27. Bibcode:2000A & A ... 355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862. ISBN  0333750888.
  3. ^ A b C d E F Foellmi, C .; Koenigsberger, G.; Georgiev, L .; Toledano, O .; Marchenko, S. V .; Massey, P .; Dall, T. H .; Moffat, A. F. J .; Morrell, N .; Corcoran, M .; Kaufer, A .; Nazé, Y .; Pittard, J .; St-Louis, N .; Fullerton, A .; Massa, D .; Pollock, A. M. T. (2008). „Nové pohledy na podstatu binárního SMC WR / LBV HD 5980“. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 44: 3–27. arXiv:0711.4858. Bibcode:2008RMxAA..44 .... 3F.
  4. ^ Arp, H. (1960). „Fotometrie jižní polokoule. VIII. Cefeidy v Malém Magellanově mračnu“. Astronomický deník. 65: 404. Bibcode:1960AJ ..... 65..404A. doi:10.1086/108284.
  5. ^ A b C d E F G h Georgiev, Leonid; Koenigsberger, Gloria; Hillier, D. John; Morrell, Nidia; Barbá, Rodolfo; Gamen, Roberto (2011). „Struktura větru a variace světelnosti ve vlnové Rayet / Luminous Blue Variable HD 5980“. Astronomický deník. 142 (6): 191. Bibcode:2011AJ .... 142..191G. doi:10.1088/0004-6256/142/6/191.
  6. ^ A b C d E F G h Koenigsberger, Gloria; Morrell, Nidia; Hillier, D. John; Gamen, Roberto; Schneider, Fabian R. N .; González-Jiménez, Nicolás; Langer, Norbert; Barbá, Rodolfo (2014). „Vícenásobný systém HD 5980: masy a evoluční stav“. Astronomický deník. 148 (4): 62. arXiv:1408.0556. Bibcode:2014AJ .... 148 ... 62 tis. doi:10.1088/0004-6256/148/4/62.
  7. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó p q Shenar, T .; Hainich, R .; Todt, H .; Sander, A .; Hamann, W.-R .; Moffat, A. F. J .; Eldridge, J. J .; Pablo, H .; Oskinova, L. M .; Richardson, N. D. (2016). „Vlčí paprskové hvězdy v Malém Magellanově mračnu: II. Analýza dvojhvězd“. Astronomie a astrofyzika. 1604: A22. arXiv:1604.01022. Bibcode:2016A & A ... 591A..22S. doi:10.1051/0004-6361/201527916.
  8. ^ A b C Drissen, Laurent; Crowther, Paul A .; Smith, Linda J .; Robert, Carmelle; Roy, Jean-René; Hillier, D. John (2001). „Fyzické parametry erupce proměnných světelné modři: NGC 2363-V1 chycen v zákoně“. Astrofyzikální deník. 546 (1): 484–495. arXiv:astro-ph / 0008221. Bibcode:2001ApJ ... 546..484D. doi:10.1086/318264.
  9. ^ A b Pasemann, Diana; Rühling, Ute; Hamann, Wolf-Rainer (2011). „Spektrální analýzy hvězd Wolf-Rayet v Malém Magellanově mračnu“. Société Royale des Sciences de Liège. 80: 180–184. Bibcode:2011BSRSL..80..180P.
  10. ^ A b C Koenigsberger, Gloria; Georgiev, Leonid; Hillier, D. John; Morrell, Nidia; Barbá, Rodolfo; Gamen, Roberto (2010). „Cyklus variability ~ 40 let v binárním systému Variabilní / Wolf-Rayetův binární systém HD 5980?“. Astronomický deník. 139 (6): 2600–2611. Bibcode:2010AJ .... 139,2600 tis. doi:10.1088/0004-6256/139/6/2600.
  11. ^ Nazé, Y .; et al. (Listopad 2002). „Rentgenové vyšetřování pole NGC 346 v Malém Magellanově mračnu I. Světelná modrá proměnná HD 5980 a NGC 346 Cluster“. Astrofyzikální deník. 580 (1): 225–234. arXiv:astro-ph / 0208289. Bibcode:2002ApJ ... 580..225N. doi:10.1086/343079.
  12. ^ Pickering, E. C .; Fleming, W. P. (1901). „Objekty se zvláštními spektry“. Astrofyzikální deník. 14: 144. Bibcode:1901ApJ .... 14..144P. doi:10.1086/140844.
  13. ^ Cannon, Annie J .; Pickering, Edward C. (1918). „Katalog Henry Draper 0h, 1h, 2h a 3h“. Annals of Harvard College Observatory. 91: 1. Bibcode:1918AnHar..91 .... 1C.
  14. ^ Payne, Cecilia H. (1930). "Klasifikace O hvězd". Bulletin observatoře Harvard College. 878: 1. Bibcode:1930BHarO.878 .... 1P.
  15. ^ Feast, M. W .; Thackeray, A. D .; Wesselink, A. J. (1960). „Nejjasnější hvězdy v Magellanova mračnech“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 121 (4): 337–385. Bibcode:1960MNRAS.121..337F. doi:10.1093 / mnras / 121.4.337.
  16. ^ Hoffman, M .; Stift, M. J .; Moffat, A. F. J. (1978). „Zatmění malého magellanského mraku Wolf-Rayetova binárka HD 5980“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 90: 101. Bibcode:1978PASP ... 90..101H. doi:10.1086/130287.
  17. ^ Niemela, V. S .; Barba, R. H .; Morrell, N. I .; Corti, M. (1997). "Binární systém HD 5980: Komponenty a spektrální typy". Luminous Blue Variables: Massive Stars in Transition. Série konferencí ASP; Sv. 120; 1997; Vyd. Antonella Nota a Henny Lamers (1997). 120: 222. Bibcode:1997ASPC..120..222N.
  18. ^ Koenigsberger, G. (2004). "O povaze zákrytu binárního systému LBV / WR HD 5980". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 40: 107. Bibcode:2004RMxAA..40..107K.
  19. ^ A b Moffat, A. F. J .; Marchenko, S. V .; Bartzakos, P .; Niemela, V. S .; Cerruti, M. A .; Magalhaes, A. M .; Balona, ​​L .; St-Louis, N .; Seggewiss, W .; Lamontagne, R. (1998). „Luminous Eclippsing SMC OB + WN Binary HD 5980 před a během nedávného výbuchu podobného LBV: extrémní případ srážek s větry“. Astrofyzikální deník. 497 (2): 896–911. Bibcode:1998ApJ ... 497..896M. doi:10.1086/305475.
  20. ^ Heydari-Malayeri, M .; Rauw, G .; Esslinger, O. (1997). „Spektrum typu WN 11 HD 5980 během raných fází Erupce 1994“. Luminous Blue Variables: Massive Stars in Transition. Série konferencí ASP; Sv. 120; 1997; Vyd. Antonella Nota a Henny Lamers (1997). 120: 243. Bibcode:1997ASPC..120..243H.
  21. ^ Koenigsberger, Gloria; Shore, Steve; Guinan, Ed; Auer, Lawrence (1996). „Erupting Wolf-Rayet Binary HD 5980 in the Small Magellanic Cloud: Spectral Transition from B1.5Ia (+) to WN6 and the Sprievodní světelná křivka“. Workshop o srážce větrů v binárních hvězdách na počest Jorge Sahade. 5: 92. Bibcode:1996RMxAC ... 5 ... 92 tis.
  22. ^ Koenigsberger, G .; Auer, L. H .; Georgiev, L .; Guinan, E. (1998). „Variace rychlosti větru ve vyzařující hvězdě Blue-Variable-Type Erupting Star ve Wolf-Rayet Binary HD 5980“. Astrofyzikální deník. 496 (2): 934–945. Bibcode:1998ApJ ... 496..934K. doi:10.1086/305398.
  23. ^ Georgy, C .; Ekström, S .; Eggenberger, P .; Meynet, G .; Haemmerlé, L .; Maeder, A .; Granada, A .; Groh, J. H .; Hirschi, R .; Mowlavi, N .; Yusof, N .; Charbonnel, C .; Decressin, T .; Barblan, F. (2013). "Mřížky hvězdných modelů s rotací". Astronomie a astrofyzika. 558: A103. arXiv:1308.2914. Bibcode:2013A & A ... 558A.103G. doi:10.1051/0004-6361/201322178.
  24. ^ Foellmi, C .; Moffat, A. F. J .; Guerrero, M. A. (2003). „Vlk - Rayetovy dvojhvězdy v Magellanově mračnech a důsledky pro evoluci hmotných hvězd - I. Malý Magellanovo mračno“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 338 (2): 360–388. Bibcode:2003MNRAS.338..360F. doi:10.1046 / j.1365-8711.2003.06052.x.
  25. ^ Massey, Philip; Olsen, K. A. G .; Parker, J. Wm. (2003). „Objev 12. hvězdy Wolf-Rayet v Malém Magellanově mračnu“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 115 (813): 1265–1268. arXiv:astro-ph / 0308237. Bibcode:2003PASP..115,1265M. doi:10.1086/379024.
  26. ^ A b Yoon, S.-C .; Langer, N. (2005). „Vývoj rychle rotujících hmotných hvězd chudých na kov směrem k zábleskům gama záření“. Astronomie a astrofyzika. 443 (2): 643–648. arXiv:astro-ph / 0508242. Bibcode:2005A & A ... 443..643Y. doi:10.1051/0004-6361:20054030.
  27. ^ Koenigsberger, G .; Morrell, N .; Hillier, D.J .; Gamen, R .; Schneider, F .; González-Jiménez, N .; Langer, N .; Barbá, R. (2014). „Vícenásobný systém HD 5980: masy a evoluční stav“. Astronomický deník. 148 (4): 13. arXiv:1408.0556. Bibcode:2014AJ .... 148 ... 62 tis. doi:10.1088/0004-6256/148/4/62.

externí odkazy