Seznam nejzářivějších hvězd - List of most luminous stars

Tento článek je o světelnosti. Pro zdánlivou velikost viz Seznam nejjasnějších hvězd.

Níže je uveden seznam hvězdy uspořádány v pořadí klesající zářivost (vzrůstající bolometrická velikost ). Přesné měření hvězdných jasů je v praxi docela obtížné, i když je zdánlivá velikost měřena přesně, a to ze čtyř důvodů:

  1. Vzdálenost d ke hvězdě musí být známo, aby bylo možné převést zdánlivou na absolutní velikost. Absolutní velikost je zdánlivá velikost hvězda by měla, kdyby to bylo 10 parsecs od diváka. Protože zdánlivý jas klesá s druhou mocninou vzdálenosti (tj. Jako 1 /d2), malá chyba (např. 10%) při určování d implikuje chybu ~ 2 × tak velkou (tedy 20%) ve svítivosti. Hvězdné vzdálenosti jsou měřeny pouze přímo přesně d ~ 1 000 litrů
  2. Pozorované veličiny musí být korigovány na absorpci nebo zánik zasahujícího mezihvězdného nebo okolního prachu a plynu. Tato korekce může být obrovská a je obtížné ji přesně určit. Například do přesnosti infračervený pozorování byla možná ~ před 50 lety, Galaktické centrum z mléčná dráha byla vizuálními pozorováními zcela zakryta.
  3. Hodnoty na měřených vlnových délkách musí být opraveny pro ty, které nebyly pozorovány. „Absolutní bolometrická velikost“ (který termín je prakticky nadbytečný, protože bolometrické velikosti jsou téměř vždy „absolutní“, tj. Korigované na vzdálenost), je měřítkem svítivosti hvězdy, součtem její emise na všech vlnových délkách, a tedy celkového množství z energie vyzařoval podle a hvězda každý druhý. Bolometrické veličiny lze odhadnout pouze korekcí na nepozorované části spektrum které je třeba modelovat, což je vždy problém a často velká korekce. Seznamu dominují horké modré hvězdy, které produkují většinu svého energetického výstupu v ultrafialovém záření, ale nemusí to být nutně nejjasnější hvězdy ve vizuálních vlnových délkách.
  4. Velká část hvězdných systémů objevených s velmi vysokou svítivostí byla později shledána binárními. To obvykle vede k tomu, že se celková svítivost systému sníží a rozšíří se mezi několik komponent. Tyto binární soubory jsou běžné jednak proto, že podmínky, které produkují hvězdy s vysokou hmotností a vysokou svítivostí, upřednostňují také více hvězdné systémy, ale také proto, že hledání vysoce svítivých hvězd je nevyhnutelně předurčeno k detekčním systémům s kombinováním více normálních hvězd, které vypadají jako světelné.

Kvůli všem těmto problémům mohou poskytnout další odkazy velmi různé seznamy nejzářivějších hvězd (různé pořadí nebo různé hvězdy dohromady). Údaje o různých hvězdách mohou mít poněkud odlišnou spolehlivost, v závislosti na pozornosti, které se konkrétní hvězdě dostalo, a na značně odlišných fyzikálních obtížích v analýze (viz Pistolová hvězda například). Poslední hvězdy v seznamu jsou známé blízké hvězdy, které jsou zde uvedeny pro srovnání, a nepatří mezi nejznámější známé hvězdy. Může také zajímat čtenáře, aby věděl, že Slunce je světelnější než přibližně 95% všech známých hvězd v místním sousedství (řekněme několik stovek světelných let), a to kvůli obrovskému množství poněkud méně hmotných hvězd, které jsou chladnější a často mnohem méně světelný. Pro perspektivu, celková škála hvězdných svítivosti sahá od trpaslíků méně než 1/10 000 svítících jako Slunce po supergianty více než 1 000 000krát svítivější.

Data

Tento seznam je v současné době omezen hlavně na objekty v naší galaxii a Magellanovy mraky, ale několik hvězd v jiných galaxiích místních skupin lze nyní prozkoumat dostatečně podrobně, aby bylo možné určit svítivost. Některá podezření na binární soubory v tomto rozsahu velikostí jsou vyloučena, protože nejsou k dispozici dostatečné informace o svítivosti jednotlivých složek. Vybrané slabší hvězdy jsou také zobrazeny pro srovnání.

Navzdory své extrémní svítivosti jsou mnohé z těchto hvězd příliš vzdálené, než aby je bylo možné pozorovat pouhým okem. Hvězdy, které jsou alespoň někdy viditelné pouhým okem, mají svou zdánlivou velikost (6,5 nebo jasnější) zvýrazněnou modře.

Klíč
mléčná dráha
Velký Magellanovo mračno
Malý Magellanovo mračno
Galaxie Andromeda
Trojúhelníková galaxie
PHL 293
Jméno hvězdyBolometrické
zářivost
(v solární jednotky )		Absolutní
bolometrické
velikost		Cca. vzdálenost
ze sluneční soustavy
(v světelné roky )		Zdánlivý
viditelná velikost		Efektivní
teplota  (K. )
M33-013406,63 (v Trojúhelníková galaxie )9,380,000-12.6[1]2,380,000 - 3,070,00016.129,200
R136a1 (v LMC )6,166,000−12.23163,00012.2346,000±2,500
R136a2 (v LMC )5,623,000−12.13160,00012.3450,000
BAT99-98 (AB12 v LMC)5,000,000−12.0[2]165,00013.7045,000
G0.238-0.0715,000,000−12.0[3]26,000
Eta Carinae (v Mlhovina Carina )[A]4,600,000−12.0[b][4]7,500-0,8 až 7,9[5]9,400–35,200
HD 38282 (R144 v LMC)[C]4,500,000−11.9[6]160,00011.1147,000
R136a3 (v LMC )4,266,000−11.84160,00012.9750,000
V4998 Sagittarii (u Clintuplet Cluster )4,000,000−11.7[d][7]25,00012,000
R136c (v LMC )3,800,000−11.7160,00012.8651,000
Melnick 42 (v LMC )3,600,000[8]−11.65160,00012.847,300
R136a6 (v LMC )3,311,000−11.56165,00013.3553000
Pistolová hvězda3,300,000−11.525,1002811,800
G0,070 + 0,0253,300,000−11.5[3]26,000
Var A-1 (v M31)3,200,000−11.5[9]2,450,00017.143[10]20,400–28,100[9]
Pivoňka hvězda (WR 102ka)3,200,000−11.526,10025,100
VFTS 682 (v LMC)3,200,000−11.5160,00016.152,210±2,500
WR 42e3,200,000−11.5[11][E]25,00014.5343652
BAT99-33 (R99 palců LMC )3,200,000−11.4[2]160,00011.4528,000
LSS 40673,000,000−11.4[12]8,20011.6432,800
WR 24 (v Mlhovina Carina )2,950,000−11.4[13]8,2006.4850,100
NGC 3603-B2,900,000−11.3[14]24,00011.3342,000
G0.059-0.0682,880,000−11.4[3]26,000
WR 852,880,000−11.4[13]15,30010.0350,100
Melnick 34 A (BAT99-116 v LMC)2,690,000−11.3[15]160,00013,09 (kombinovaná)53,000
WR 102hb2,600,000−11.3[16]26,00025,100
WR 102ea2,500,000−11.25[16]26,00025,100
PHL 293b2,500,000-11.2[17]???
BAT99-117 (R146 v LMC )2,500,000−11.2[2]160,00013.116
NGC 3603-A1a2,500,000−11.2[14]24,00011,18 (kombinovaná A1a + A1b)42,000
LHO 1462,500,000−11.226,0008.7~35,000
J004444.52 (v M31 )2,400,000-11.2[9]2,550,0007,000–18,000
WR 25 (v Mlhovina Carina )[F]2,400,000−11.2[13]6,8008.8050,100 / ?
Oblouky-F62,300,000−11.125,00033,900
Oblouky-F92,300,000−11.125,00036,600
Var 83 (v M33 )2,240,000−11.1[18]3,000,00016.4018,000–37,000
HD 5980 A[G] (v SMC )2,200,000−11.1[19]200,00011.721,000–53,000
HD 269810 (v LMC )2,200,000−11.1[20]170,00012.2852,500
Cygnus OB2 -5162,200,000−11.15,00011.84[21]
BAT99-96 (v LMC )2,200,000−11.1[2]160,00013.76
R136b (v LMC )2,188,000−11.1165,00013.2435,000
WR 892,140,000−11.1[13]9,40011.0239,800
G0,058 + 0,0142,140,000−11.1[3]26,000
LBV 1806-202,000,000−11.028,00018,000–32,000
Oblouky -F42,000,000−11.025,00036,800
WR 147[h]2,000,000−11.0[13]2,10014.8939,800
Oblouky-F72,000,000−11.025,00032,900
Oblouky-F12,000,000−11.025,00033,200
WR 22 A (V429 Carinae; v Mlhovina Carina )2,000,000−11.08,2006.4244,700
AFGL 2298[i]2,000,000−11.25[22]33,000
G0,114 + 0,0211,950,000−11.0[3]26,000
R136a5 (v LMC )1,905,000[23]−10.95165,00013.7146,000
R136a8 (v LMC )1,905,000−10.9165,00014.4251,000[14]
Cygnus OB2 # 121,900,000−10.9[24]5,00011.413,700
WR 31a1,820,000−10.926,00010.8530,200
Stříkání 17-961,800,000−10.9[25]15,00017.813,000
V2180 Cygni (WR 130)1,800,000−10.9[13]8,80012.1444,700
HD 5980 B (v SMC )1,800,000−10.9[19]200,00011.945,000
V4650 Sagittarii1,770,000−10.9[26]25,00011,300
VFTS 506 (v LMC )1,750,000−10.9[27]160,00013.3155,000[28]
R136a4 (v LMC )1,738,000[23]−10.85160,00013.9648,000±58
VFTS 16 (LMC )1,700,000−10.8[27]160,00013.55
Cygnus OB2 #71,700,000−10.85,00012.7
BAT99-122 (R147 v LMC)1,700,000−10.7[2]160,00012.75
AF Andromedae (v M31 )1,600,000−10.8[18]2,500,00017.325[10]28,000
LHO 1101,600,000−10.8[16]26,00025,100
Pistolová hvězda1,600,000−10.7525,00011,800
WR 1071,600,000−10.75[13]13,40014.150,100
WR 871,600,000−10.8[13]9,40011.9544,700
WR 1481,600,000−10.75[13]27,10010.339,800
Oblouky -F121,580,000−10.825,00036,900
WR 102i1,500,000−10.7[16]26,00031,600
NGC 3603-A1b1,500,000−10.6[14]24,00011,18 (kombinovaná A1a + A1b)40,000
AG Carinae1,500,000−10.3[29]6,0005,7 až 9,08,000–26,000
HD 93129A (v Mlhovina Carina )[j]1,480,000−11.257,5007.31042,500
Oblouky -F151,410,000−10.625,00035,600
WR 1311,400,000−10.6[13]38,60012.0844,700
VFTS 621 (v LMC )1,400,000−10.6[27]160,00015.3954,000[28]
LHO 1001,400,000−10.626,0009.435,000
S Doradus (v LMC )1,400,000-10.0169,00020,000
AB8A (v SMC)1,400,000−10.6[19]200,00012,9 (kombinovaná)141,000
WR 661,400,000−10.6[13]10,70011.3444,700
Cygnus OB2 -7711,400,000−10.65,000
R126 (v LMC)1,400,000−10.6160,00010.9122,500
V729 Cygni A1,400,000−10.65,000
BAT99-100 (R134 in LMC )1,400,000−10.5[2]160,00012.0247,000[2]
Tr 27-271,350,000−10.5[12]8,200
R139 A (v LMC )1,300,000−10.5[30]160,00012,0 (kombinovaná)
V729 Cygni B1,300,000−10.55,000
HD 500641,260,000−10.5[31]9,5008.2113,500
Oblouky-F31,260,000−10.525,00029,600
Oblouky-F81,260,000−10.525,00032,900
AB7 A (v SMC )1,259,000−10.4197,00013.016105,000
VFTS 259 (v LMC )1,250,000−10.5[27]160,00013.65
WR 102d[16]1,200,000−10.426,00010.535,100
LHO 771,200,000−10.426,0009.635,000
G0.121-0.0991,150,000−10.4[3]26,000
WR 1581,150,000−10.4[13]26,00011.2444,700
Oblouky -F181,120,000−10.425,000
BAT99-104 (v LMC )1,100,000−10.4[2]160,00012.563,000[2]
Cygnus OB2 # 8B1,100,000−10.45,00012.739,200
Cygnus OB2 #101,100,000−10.45,00012.7
Cygnus OB2 #22[h]1,100,000−10.45,00012.7
Var B (v M33 )1,100,000−10.4[18]3,000,00016.208[10]
HD 93403 A1,050,00010,0007.339,300
68 Cygni A1,050,000−10.3[32]4,6004,98 až 5,0934,000
HD 93250 (v Mlhovina Carina )1,039,000−10.3[12]7,5007.5046,000
BAT99-94 (R135 v LMC )1,000,000−10.3[33]160,00014.52141,000[2]
HD 2290591,000,000−10.3[12]3,200[34]8.7026,300[12]
Oblouky-F21,000,000−10.2525,00033,500
BAT99-68 (v LMC )1,000,000−10.25[2]160,00012.445,000[2]
Oblouky-F141,000,000−10.2525,00034,500
Následující pozoruhodné hvězdy jsou zde uchovávány pro účely srovnání.
P Cygni610,000−9.75,9004.818,700
ζ Puppis550,000–800,000−9.01,0902.2140,000–44,000
ρ Cassiopeiae~500,000−9.63,4004.1 až 6.25,777–7,200
Alnilam389,000–832,000−9.21,3001.7027,000
RW Cephei295,000−9.1111,5006.523,750–5,020
VY Canis Majoris270,000[35]−9.4[36]3,9006,5 až 9,63,490±90
Plaskettova hvězda A224,000−8.66,6006,06 (A + B)33,500±2,000
θ1 Orionis C.204,000−8.61,5005.1339,000±1,000
VV Cephei A200,000−9.04,9004.913,826
Deneb196,000−8.38[37]2,6001.258,525±75
μ Cephei (granátová hvězda)135,000−8.092,0904.043,551
Betelgeuse126,000−8.00[38]6430.583,590
Rigel120,000−7.848600.1212,100±150
Antares97,000−7.26000.923,570
Canopus15,100−5.53310−0.746,998
Bellatrix9,211−2.782501.6422,000
Polaris Aa1,260−3.64331.976,015
Aldebaran518−0.63650.853,910
Arcturus170−0.3137−0.044,286±30
Capella Aa78.70.4420.084,970±50
Vega40.120.58250.009,602±180
Sírius A25.41.48.6−1.469,940
α Centauri A1.5194.384.4−0.015,790
slunce (Sol)1.004.830−26.745,772
  1. ^ Identifikován jako binární systém, případně tři hvězdy. Sekundární je také světelný na přibližně 1 000 000krát Slunce, ale téměř úplně zaplaven primárním.
  2. ^ -11,92 podle světelnosti
  3. ^ Binární systém obsahující dvě světelné hvězdy WNh.
  4. ^ -11,77 podle světelnosti
  5. ^ Papír mylně uvádí bolometrickou velikost jako −10,5 namísto −11,5.
  6. ^ 208denní binární
  7. ^ Proměnná, svítivost byla při výbuchu v roce 1994 pětkrát vyšší.
  8. ^ A b Toto je binární systém, ale sekundární je mnohem méně světelný než primární.
  9. ^ Svítící modrá proměnná, je zobrazena špičková svítivost.
  10. ^ Toto je známá dvojhvězda se dvěma poměrně podobnými složkami, ale přesné podrobnosti o každé hvězdě nejsou jasné. I když se svítivost těchto dvou sloučenin pohybuje kolem 2 100 000, primární je s největší pravděpodobností blíže 1 500 000 a sekundární přibližně 600 000.

Všimněte si, že i ty nejzářivější hvězdy jsou mnohem méně světelné než světelnější perzistentní extragalaktické objekty, jako např kvasary. Například, 3C 273 má průměr zdánlivá velikost 12,8 (při pozorování pomocí a dalekohled ), ale absolutní velikost z -26,7. Pokud by byl tento objekt 10 parseků od Země, vypadal by na obloze téměř stejně jasně jako slunce (zdánlivá velikost -26,74). Tento kvasar zářivost je tedy asi 2 bilion (1012) krát vyšší než Slunce, nebo asi 100krát vyšší než celková hodnota světlo průměrně velké galaxie jako naše mléčná dráha. (Všimněte si, že kvasary se často poněkud liší v jasu.)

Ve smyslu gama paprsky, a magnetar (Typ neutronová hvězda ) volala SGR 1806-20, měl extrémní výbuch na Zemi 27. prosince 2004. Byla to nejjasnější událost, o které je známo, že to ovlivnila planeta od původu mimo EU Sluneční Soustava; pokud by tyto gama paprsky byly viditelné, s absolutní velikost přibližně −29, bylo by to jasnější než Slunce (měřeno pomocí Rychlý kosmická loď).

The gama záblesk GRB 971214 měřeno v roce 1998 bylo v té době považováno za nejenergetičtější událost v EU pozorovatelný vesmír, s ekvivalentní energií několika stovek supernovy. Pozdější studie poukázaly na to, že energie byla pravděpodobně energií jedné supernovy, která byla „paprskem“ směrována k Zemi geometrií relativistického proudu.

Viz také

Reference

  1. ^ Humphreys, Roberta M .; Davidson, Kris; Hahn, David; Martin, John C .; Weis, Kerstin (06.07.2017). "Světelné a proměnné hvězdy v M31 a M33 V. Horní diagram HR". arXiv: 1707.01916 [astro-ph]. doi:10,3847 / 1538-4357 / aa7cef.
  2. ^ A b C d E F G h i j k l Hainich, R .; Rühling, U .; Todt, H .; Oskinova, L. M .; Liermann, A .; Gräfener, G .; Foellmi, C .; Schnurr, O .; Hamann, W. -R. (2014). „Vlčí paprsky hvězdy ve Velkém Magellanově mračnu“. Astronomie a astrofyzika. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A & A ... 565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696.
  3. ^ A b C d E F Mauerhan, J. C .; Cotera, A .; Dong, H .; Morris, M. R.; Wang, Q. D .; Stolovy, S. R .; Lang, C. (2010). „Izolované hvězdy Wolf-Rayet a supergianty O v oblasti galaktického středu identifikovány přes přebytek Paschen-α“. Astrofyzikální deník. 725 (1): 188–199. arXiv:1009.2769. Bibcode:2010ApJ ... 725..188M. doi:10.1088 / 0004-637X / 725/1/188.
  4. ^ Humphreys, R. M. (2005). „η Carinae - The Observational Story, 1600 to 2004“. Série konferencí ASP. 332: 14−21. Bibcode:2005ASPC..332 ... 14H.
  5. ^ „Dotaz = auto Eta“. Obecný katalog proměnných hvězd. Astronomický institut ve Sternbergu. Citováno 2010-11-24.
  6. ^ Sana, H .; Van Boeckel, T .; Tramper, F .; Ellerbroek, L. E.; De Koter, A .; Kaper, L .; Moffat, A. F. J .; Schnurr, O .; Schneider, F. R. N .; Gies, D. R. (2013). „R144 odhaleno jako dvojitě lemovaná spektroskopická binárka“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti: Dopisy. 432: L26 – L30. arXiv:1304.4591. Bibcode:2013MNRAS.432L..26S. doi:10.1093 / mnrasl / slt029.
  7. ^ Mauerhan, J. C .; Morris, M. R.; Cotera, A .; Dong, H .; Wang, Q. D .; Stolovy, S. R .; Lang, C .; Glass, I. S. (2010). "Objev světelné modré proměnné s ejekční mlhovinou poblíž pětinásobné hvězdokupy". Astrofyzikální deník. 713 (1): L33 – L36. arXiv:1002.3379. Bibcode:2010ApJ ... 713L..33M. doi:10.1088 / 2041-8205 / 713/1 / L33.
  8. ^ Bestenlehner, J. M .; Gräfener, G .; Vink, J. S .; Najarro, F .; De Koter, A .; Sana, H .; Evans, C. J .; Crowther, P. A .; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; Langer, N .; Schneider, F. R. N .; Simón-Díaz, S .; Taylor, W. D .; Walborn, N. R. (2014). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES. XVII. Fyzikální a větrné vlastnosti hmotných hvězd v horní části hlavní sekvence“. Astronomie a astrofyzika. 570: A38. arXiv:1407.1837. Bibcode:2014A & A ... 570A..38B. doi:10.1051/0004-6361/201423643.
  9. ^ A b C Sholukhova, O .; Bizyaev, D .; Fabrika, S .; Sarkisyan, A .; Malanushenko, V .; Valeev, A. (2014). "Nové světelné modré proměnné v galaxii Andromeda". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 447 (3): 2459–2467. arXiv:1412.5319. Bibcode:2015MNRAS.447.2459S. doi:10.1093 / mnras / stu2597.
  10. ^ A b C Massey, Philip; Olsen, K. A. G; Hodge, Paul W; Silný, Shay B; Jacoby, George H; Schlingman, Wayne; Smith, R. C (2006). „Průzkum místních skupinových galaxií, které v současnosti tvoří hvězdy. I. UBVRI fotometrie hvězd v M31 a M33“. Astronomický deník. 131 (5): 2478–2486. arXiv:astro-ph / 0602128. Bibcode:2006AJ .... 131,2478M. doi:10.1086/503256.
  11. ^ Roman-Lopes, A. (2012). „Galaktická O2 If * / WN6 hvězda se možná katapultovala ze svého rodiště v NGC 3603“. Měsíční oznámení dopisů Královské astronomické společnosti. 427 (1): L65 – L69. arXiv:1209.1598. Bibcode:2012MNRAS.427L..65R. doi:10.1111 / j.1745-3933.2012.01346.x.
  12. ^ A b C d E Massey, P .; Degioia-Eastwood, K .; Waterhouse, E. (2001). „Progenitorové masy hvězd Wolf-Rayet a proměnných světelné modři určené z výhybek hvězdokup. II. Výsledky z 12 galaktických hvězdokup a sdružení OB“. Astronomický deník. 121 (2): 1050–1070. arXiv:astro-ph / 0010654. Bibcode:2001AJ .... 121,1050 mil. doi:10.1086/318769.
  13. ^ A b C d E F G h i j k l Sota, A .; Maíz Apellániz, J .; Morrell, N. I .; Barbá, R. H .; Walborn, N. R .; Gamen, R. C .; Arias, J. I .; Alfaro, E. J .; Oskinova, L. M. (2019). „Galaktické hvězdy WN byly znovu navštíveny. Dopad vzdáleností Gaia na základní hvězdné parametry“. arXiv:1904.04687 [astro-ph.SR ].
  14. ^ A b C d Crowther, P. A .; Schnurr, O .; Hirschi, R .; Yusof, N .; Parker, R. J .; Goodwin, S. P .; Kassim, H. A. (2010). „Hvězdokupa R136 hostí několik hvězd, jejichž jednotlivé hmotnosti výrazně přesahují akceptovaných 150 M⊙ hvězdný hmotnostní limit ". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 408 (2): 731–751. arXiv:1007.3284. Bibcode:2010MNRAS.408..731C. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x.
  15. ^ Tehrani, Katie A .; Crowther, Paul A .; Bestenlehner, Joachim M .; Littlefair, Stuart P .; Pollock, A M T .; Parker, Richard J .; Schnurr, Olivier (2019). „Vážení Melnick 34: Nejmocnější známý binární systém“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 484 (2): 2692–2710. arXiv:1901.04769. Bibcode:2019MNRAS.484.2692T. doi:10.1093 / mnras / stz147.
  16. ^ A b C d E Liermann, A .; Hamann, W. -R .; Oskinova, L. M .; Todt, H .; Butler, K. (2010). "Klastrový pětiboj". Astronomie a astrofyzika. 524: A82. arXiv:1011.5796. Bibcode:2010A & A ... 524A..82L. doi:10.1051/0004-6361/200912612.
  17. ^ https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.496.1902A/abstract
  18. ^ A b C Szeifert, T .; Humphreys, R. M .; Davidson, K .; Jones, T. J .; Stahl, O .; Wolf, B .; Zickgraf, F.-J. (1996). „HST a pozemní pozorování proměnných„ Hubble-Sandage “v M 31 a M 33“. Astronomie a astrofyzika. 314: 131–145. Bibcode:1996 A & A ... 314..131S.
  19. ^ A b C 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.
  20. ^ Walborn, N. R .; Morrell, N. I .; Howarth, I.D .; Crowther, P. A .; Lennon, D. J .; Massey, P .; Arias, J. I. (2004). „Dichotomie CNO mezi O2 Giant Spectra v Magellanova mračnech“. Astrofyzikální deník. 608 (2): 1028–1038. arXiv:astro-ph / 0403557. Bibcode:2004ApJ ... 608.1028W. doi:10.1086/420761.
  21. ^ Reed, B. Cameron (2003). "Katalog galaktických hvězd OB". Astronomický deník. 125 (5): 2531–2533. Bibcode:2003AJ .... 125.2531R. doi:10.1086/374771.
  22. ^ Clark, J. S .; Crowther, P. A .; Larionov, V. M .; Steele, I. A .; Ritchie, B. W .; Arkharov, A. A. (2009). "Bolometrické odchylky svítivosti ve světelné modré proměnné AFGL2298". Astronomie a astrofyzika. 507 (3): 1555–1565. arXiv:0909.4160. Bibcode:2009A & A ... 507.1555C. doi:10.1051/0004-6361/200912358.
  23. ^ A b Bestenlehner, Joachim M .; Crowther, Paul A .; Caballero-Nieves, Saida M .; Schneider, Fabian R. N .; Simón-Díaz, Sergio; Brands, Sarah A .; De Koter, Alex; Gräfener, Götz; Herrero, Artemio; Langer, Norbert; Lennon, Daniel J .; Maíz Apellániz, Ježíš; Puls, Joachim; Vink, Jorick S. (2020). „Hvězdokupa R136 byla členěna Hubbleovým kosmickým dalekohledem / STIS. II. Fyzikální vlastnosti nejhmotnějších hvězd v R136.“ Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. arXiv:2009.05136. Bibcode:2020MNRAS.tmp.2627B. doi:10.1093 / mnras / staa2801.
  24. ^ Clark, J. S .; Najarro, F .; Negueruela, I .; Ritchie, B. W .; Urbaneja, M. A .; Howarth, I. D. (2012). „O povaze galaktických raných B hypergigantů“. Astronomie a astrofyzika. 541: A145. arXiv:1202.3991. Bibcode:2012A & A ... 541A.145C. doi:10.1051/0004-6361/201117472.
  25. ^ Egan, M. P .; Clark, J. S .; Mizuno, D. R .; Carey, S. J .; Steele, I. A .; Price, S. D. (2002). „Infračervená prstencová mlhovina kolem MSX5C G358.5391 + 00.1305: Pravá povaha podezřelého planetárního mlhovinového paprsku 17-96, určeno přímým zobrazováním a spektroskopií“. Astrofyzikální deník. 572 (1): 288–299. Bibcode:2002ApJ ... 572..288E. doi:10.1086/340222.
  26. ^ Najarro, F .; Figer, D. F .; Hillier, D. J .; Geballe, T. R .; Kudritzki, R. P. (2009). „Metalicita v galaktickém středu: Clintuplet Cluster“. Astrofyzikální deník. 691 (2): 1816–1827. arXiv:0809.3185. Bibcode:2009ApJ ... 691.1816N. doi:10.1088 / 0004-637X / 691/2/1816.
  27. ^ A b C d Bestenlehner, J. M .; Gräfener, G .; Vink, J. S .; Najarro, F .; de Koter, A .; Sana, H .; Evans, C. J .; Crowther, P. A .; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; Langer, N .; Schneider, F. R. N .; Simón-Díaz, S .; Taylor, W. D .; Walborn, N. R. (2014). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES XVII. Fyzikální a větrné vlastnosti hmotných hvězd v horní části hlavní sekvence“. Astronomie a astrofyzika. 570 (38): A38. arXiv:1407.1837. Bibcode:2014A & A ... 570A..38B. doi:10.1051/0004-6361/201423643.
  28. ^ A b Sabín-Sanjulián, C; Simón-Díaz, S; Herrero, A; Walborn, N.R; Puls, J; Maíz Apellániz, J; Evans, C. J; Brott, I; De Koter, A; Garcia, M; Markova, N; Najarro, F; Ramírez-Agudelo, O. H; Sana, H; Taylor, W. D; Vink, J. S (2014). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES. XIII: O povaze hvězd O Vz ve 30 Doradus“. Astronomie a astrofyzika. 564: A39. arXiv:1312.3278. Bibcode:2014A & A ... 564A..39S. doi:10.1051/0004-6361/201322798.
  29. ^ Groh, J. H .; Hillier, D. J .; Damineli, A. (2006). „AG Carinae: Světelná modrá proměnná s vysokou rychlostí otáčení“. The Astrophysical Journal Letters. 638 (1): L33. arXiv:astro-ph / 0512372. Bibcode:2006ApJ ... 638L..33G. doi:10.1086/500928.
  30. ^ Taylor, W. D .; Evans, C. J .; Sana, H .; Walborn, N. R .; De Mink, S.E.; Stroud, V. E .; Alvarez-Candal, A .; Barbá, R. H .; Bestenlehner, J. M .; Bonanos, A. Z .; Brott, I .; Crowther, P. A .; De Koter, A .; Friedrich, K .; Gräfener, G .; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; Kaper, L .; Langer, N .; Lennon, D. J .; Maíz Apellániz, J .; Markova, N .; Morrell, N .; Monaco, L .; Vink, J. S. (2011). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES“. Astronomie a astrofyzika. 530: L10. arXiv:1103.5387. Bibcode:2011A & A ... 530L..10T. doi:10.1051/0004-6361/201116785.
  31. ^ Aerts, C .; Lefever, K .; Baglin, A .; Degroote, P .; Oreiro, R .; Vučković, M .; Smolders, K .; Acke, B .; Verhoelst, T .; Desmet, M .; Godart, M .; Noels, A .; Dupret, M. -A .; Auvergne, M .; Baudin, F .; Catala, C .; Michel, E .; Samadi, R. (2010). "Periodické epizody úbytku hmoty v důsledku režimu oscilace s proměnnou amplitudou v horkém superobrémeru HD 50064". Astronomie a astrofyzika. 513: L11. arXiv:1003.5551. Bibcode:2010A & A ... 513L..11A. doi:10.1051/0004-6361/201014124.
  32. ^ Hohle, M. M .; Neuhäuser, R .; Schutz, B.F. (2010). "Masy a svítivosti hvězd typu O a B a červeného superobra". Astronomische Nachrichten. 331 (4): 349–361. arXiv:1003.2335. Bibcode:2010AN .... 331..349H. doi:10.1002 / asna.200911355. Položka katalogu vezíra
  33. ^ Rühling, U. (2008). WN-Sterne in der LMC (PDF) (Diplomová práce) (v němčině). University of Potsdam.
  34. ^ Majaess, D. J .; Turner, D. G .; Lane, D. J .; Moncrieff, K. E. (2008). „Vzrušující hvězda komplexu Berkeley 59 / Cepheus OB4 a další šance s proměnnými hvězdami“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 36 (1): 90. arXiv:0801.3749. Bibcode:2008JAVSO..36 ... 90M.
  35. ^ Wittkowski, M .; Hauschildt, P.H .; Arroyo-Torres, B .; Marcaide, J.M. (5. dubna 2012). "Základní vlastnosti a atmosférická struktura červeného superobra VY CMa na základě spektrointerferometrie VLTI / AMBER". Astronomie a astrofyzika. 540: L12. arXiv:1203.5194. Bibcode:2012A & A ... 540L..12W. doi:10.1051/0004-6361/201219126. „Dřívější data přinesla jas 500 000L☉ s poloměrem 3000R☉"
  36. ^ Humphreys, R. M. (2006). „VY Canis Majoris: Astrofyzikální základ její svítivosti“. arXiv:astro-ph / 0610433.
  37. ^ Schiller, F .; Przybilla, N. (2008). "Kvantitativní spektroskopie Deneba". Astronomie a astrofyzika. 479 (3): 849–858. arXiv:0712.0040. Bibcode:2008A & A ... 479..849S. doi:10.1051/0004-6361:20078590. „Dřívější data přinesla zářivost 54 000L☉ s poloměrem 108R☉"
  38. ^ Harper, G. M .; Brown, A .; Guinan, E. F. (2008). „Nová vzdálenost Vla-Hipparcos k Betelgeuse a její důsledky“. Astronomický deník. 135 (4): 1430–1440. Bibcode:2008AJ .... 135.1430H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1430.

externí odkazy