Seznam nejhmotnějších hvězd - List of most massive stars

Nesmí být zaměňována s Seznam největších hvězd.

Tohle je seznam nejhmotnějších hvězd dosud objeveno, v sluneční hmoty (M☉ ).

Nejistoty a výhrady

Většina hmot uvedených níže je zpochybňována a jsou předmětem současného výzkumu, jsou stále předmětem přezkumu a podléhají neustálé revizi jejich hmot a dalších charakteristik. Mnoho hmot uvedených v tabulce níže je odvozeno z teorie pomocí obtížných měření hvězdy ’ teploty a absolutní jasy. Všechny níže uvedené hmotnosti jsou nejisté: jak teorie, tak měření posouvají hranice současných znalostí a technologií. Měření nebo teorie nebo obojí může být nesprávné. Například, VV Cephei může být mezi 25–40M☉ nebo 100M☉, podle toho, která vlastnost hvězdy je zkoumána.

Umělecký dojem disku zatemňujícího materiálu kolem hmotné hvězdy.

Masivní hvězdy jsou vzácné; astronomové musí vypadat velmi daleko od Země najít jednu. Všechny uvedené hvězdy jsou vzdálené mnoho tisíc světelných let a to samo o sobě ztěžuje měření.

Kromě toho, že jsou daleko, mnoho hvězd takové extrémní hmotnosti je obklopeno mračny odcházejícího plynu vytvářenými extrémně silnými hvězdné větry; okolní plyn interferuje s již obtížně získatelnými měřeními hvězdných teplot a jasů a velmi komplikuje otázku odhadu vnitřních chemických složení a struktur.[A] Tato překážka vede k obtížím při výpočtu parametrů.

Eta Carinae je jasný bod ukrytý v oblak prachu s dvěma laloky. Je to nejhmotnější hvězda, která má Označení Bayer. Bylo zjištěno, že to byly (alespoň) dvě hvězdy v posledních několika desetiletích.

Jak zakrývající mraky, tak velké vzdálenosti ztěžují posouzení, zda je hvězda jen jediným supermasivním objektem, nebo naopak systém s více hvězdami. Řada níže uvedených „hvězd“ může být ve skutečnosti dvěma nebo více společníky obíhajícími příliš blízko na to, aby je naše dalekohledy odlišily, přičemž každá hvězda je sama o sobě hmotná, ale nemusí být nutně „supermasivní“, aby byla buď na tomto seznamu, nebo v jeho horní části. . Jsou možné i jiné kombinace - například supermasivní hvězda s jedním nebo více menšími společníky nebo s více než jednou obří hvězdou - ale aniž bychom byli schopni vidět dovnitř okolního mraku, je těžké poznat pravdu. Více globálně se zdá, že statistiky hvězdných populací naznačují, že horní hmotnostní limit je v rozmezí 100–200 hmotností Slunce.[Citace je zapotřebí ]

Vzácné spolehlivé odhady

Zatmění dvojhvězdy jsou jediné hvězdy, jejichž hmotnosti se odhadují s jistou jistotou. Mějte však na paměti, že téměř všechny hmoty uvedené v tabulce níže byly odvozeny nepřímými metodami; pouze několik hmot v tabulce bylo určeno pomocí zákrytových systémů.

WR 25 je binární hvězda, jejíž oběžná dráha kolem jejího zakrytého společníka byla překážkou její hmotnosti.

Mezi nejspolehlivější uvedené masy patří ty za zákrytové dvojhvězdy NGC 3603-A1, WR 21a, a WR 20a. Hmoty pro všechny tři byly získány z orbitálních měření.[b] To zahrnuje měření jejich radiální rychlosti a také jejich světelné křivky. Radiální rychlosti přinášejí pouze minimální hodnoty hmot, v závislosti na sklonu, ale světelné křivky zákrytových dvojhvězd poskytují chybějící informace: sklon oběžné dráhy k naší přímce.

Relevance hvězdného vývoje

Některé hvězdy mohly být kdysi těžší než dnes. Je pravděpodobné, že mnoho lidí utrpělo významnou ztrátu hmoty, možná až několik desítek slunečních hmot, vyloučených procesem super vítr, kde jsou vysoké rychlosti větru hnány horkými fotosféra do mezihvězdného prostoru. Tento proces je podobný super větru, který generuje asymptotická obří větev (AGB) hvězdy ve formě červené obry nebo planetární mlhoviny. Proces tvoří zvětšenou prodlouženou obálku kolem hvězdy, která interaguje s blízkým mezihvězdným médiem a vlévá do oblasti prvky těžší než vodík nebo hélium.

Existují také - nebo spíše byly - hvězdy, které se mohly objevit na seznamu, ale již neexistují jako hvězdy nebo jsou podvodníci supernovy; dnes vidíme jen trosky.[C] Hmoty předchůdců hvězd, které poháněly tyto kataklyzmy, lze odhadnout z typu výbuchu a uvolněné energie, ale tyto hmotnosti zde nejsou uvedeny (viz § Černé díry níže).

Hmotnostní limity

Existují dva související teoretické limity toho, jak hmotná může hvězda být: akreční limit a Eddingtonův hmotnostní limit. Akreční limit souvisí s tvorbou hvězd: přibližně po 120M☉ narostly v a protostar kombinovaná hmota měla být dostatečně horká, aby její teplo zahnalo jakoukoli další přicházející hmotu. Ve skutečnosti protostar dosáhne bodu, kdy odpařuje materiál tak rychle, jak sbírá nový materiál. Eddingtonův limit je založen na světelném tlaku z jádra již vytvořené hvězdy: Jak hmota roste kolem ~ 150M☉, intenzita světla vyzařovaného z a Populace I. jádro hvězdy bude dostatečné pro to, aby tlak světla tlačil ven, aby překročil gravitační sílu táhnoucí se dovnitř, a povrchový materiál hvězdy mohl volně plavat pryč do vesmíru.

Akreční limity

Astronomové již dlouho předpokládali, že jako protostar dorůstá do velikosti přes 120M☉, musí se stát něco drastického. I když limit lze velmi brzy natáhnout Obyvatelstvo III hvězdy, a ačkoli přesná hodnota je nejistá, pokud nějaké hvězdy stále existují nad 150–200M☉ zpochybnili by současné teorie hvězdná evoluce.

Studium Oblouková skupina, což je v současné době nejhustší známá hvězdokupa v roce naše galaxie, astronomové potvrdili, že hvězdy v této hvězdokupě se nevyskytují o více než asi 150M☉.

The R136 shluk je neobvykle hustá sbírka mladých, horkých, modrých hvězd.

Vzácné ultramasivní hvězdy, které tento limit překračují - například v R136 hvězdokupa - lze vysvětlit následujícím návrhem: Některé z dvojic hmotných hvězdy na blízké oběžné dráze v mladém, nestabilním systémy s více hvězdičkami musí občas narazit a sloučit tam, kde existují určité neobvyklé okolnosti, které umožňují kolizi.[1]

Eddingtonův hmotnostní limit

Hlavní článek: Eddingtonova svítivost

Limita pro hvězdnou hmotu vzniká kvůli světelnému tlaku: Pro dostatečně hmotnou hvězdu vnější tlak zářivá energie generováno uživatelem jaderná fůze v jádru hvězdy převyšuje vnitřní tah vlastní gravitace. Nejnižší hmotnost, pro kterou je tento efekt aktivní, je Eddingtonův limit.

Hvězdy s větší hmotností mají vyšší rychlost generování energie jádra a svítivost těžších hvězd roste daleko nepřiměřeně ke zvýšení jejich hmot. The Eddingtonův limit je bod, za kterým by se hvězda měla oddělit nebo alespoň zbavit dostatečné hmoty, aby snížila svoji produkci vnitřní energie na nižší udržovatelnou rychlost. Skutečná hmotnost mezního bodu závisí na tom, jak neprůhledný je plyn ve hvězdě a bohatý na kov Populace I. hvězdy mají nižší hmotnostní limity než chudé na kov Obyvatelstvo II hvězdy, s hypotetickým bez kovů Obyvatelstvo III hvězdy s nejvyšší povolenou hmotou, někde kolem 300M☉.

Teoreticky by hmotnější hvězda nemohla držet pohromadě kvůli hromadné ztrátě způsobené odtokem hvězdného materiálu. V praxi musí být teoretický Eddingtonův limit upraven pro hvězdy s vysokou svítivostí a empirický Humphreys – Davidsonův limit místo toho se používá.[2]

Seznam nejhmotnějších hvězd

Následující dva seznamy ukazují několik známých hvězd s odhadovanou hmotností 25M☉ nebo vyšší, včetně hvězd z Oblouková skupina, Cygnus OB2 shluk, Pismis 24 shluk a R136 shluk.

První seznam uvádí hvězdy, které se odhadují na 80M☉ nebo větší. Většina hvězd byla považována za více než 100M☉ jsou zobrazeny, ale seznam je neúplný.

Druhý seznam uvádí příklady hvězd 25–79M☉, ale zdaleka není úplný seznam. Všimněte si, že Všechno Hvězdy typu O. mít hmotnosti větší než 15M☉ a katalogy takových hvězd (GOSS, Reed) uvádějí stovky případů.

V každém seznamu je zahrnuta metoda použitá k určení hmotnosti, aby poskytla představu o nejistotě: Binární hvězdy jsou určovány bezpečněji než nepřímé metody, jako je konverze ze světelnosti, extrapolace z hvězdných modelů atmosféry, .... Masy uvedené níže jsou hvězdy proud (vyvinutá) hmotnost, nikoli jejich počáteční (formační) hmotnost.

Tento seznam je neúplný; můžete pomoci přidání chybějících položek s spolehlivé zdroje.
Legenda
Vlk – Rayetova hvězda
Svítící modrá proměnná hvězda
Hvězda třídy O
Hvězda třídy B.
Hyperobří
Hvězdy 80M☉ nebo vyšší
Jméno hvězdyHmotnost
(M☉, Ne = 1)		Vzdálenost od Země (ly)Metoda použitá k odhadu hmotnostiOdkazy
BAT99-98226165,000Model svítivosti / atmosféry[3]
R136a1  215163,000Evoluční model[4]
R136a7  199163,000Model svítivosti / atmosféry[4]
Melnick 42189163,000Model svítivosti / atmosféry[5]
R136a2  187163,000Evoluční model[4]
R136a5  171157,000Model svítivosti / atmosféry[4]
R136a4  167157,000Model svítivosti / atmosféry[4]
R136a3  154163,000Evoluční model[4]
HD 15558 A>152 ± 5124,400Binární[6][7]
VFTS 682  150164,000Model svítivosti / atmosféry[8]
Melnick 34 A147163,000Model svítivosti / atmosféry[9]
R136c  142163,000Evoluční model[10]
LH 10-3209 A140160,000[11][12] v Fazolová mlhovina (N11B) galaxie Velkého Magellenic Cloud
Melnick 34 B136163,000Model svítivosti / atmosféry[9]
NGC 3603-B  132 ± 1324,700Model svítivosti / atmosféry[13]
HD 269810  130163,000Model svítivosti / atmosféry[14]
P871130?[12]
WR 42e130 ± 525,000Vyhození v trojitém systému[15][d]
R136a6  121157,000Model svítivosti / atmosféry[4]
Oblouky -F9121 ± 1025,000Model svítivosti / atmosféry[16]
NGC 3603-A1a  12024,700Zatmění binární[13]
LSS 40671209,500–12,700Evoluční model[17]
R136b  117163,000Model svítivosti / atmosféry[4]
NGC 3603 -C113 ± 1022,500Model svítivosti / atmosféry[13]
Cygnus OB2-12  1105,220Model svítivosti / atmosféry[18]
WR 2511010,500Binární?
HD 93129 A  1107,500Model svítivosti / atmosféry
Oblouky -F1110 ± 925,000Model svítivosti / atmosféry[16]
Oblouky -F6106 ± 525,000Model svítivosti / atmosféry[16]
WR21a A103.626,100Binární[19]
BAT99-33 (R99)10316,400Model svítivosti / atmosféry[3]
η Carinae A1007,500Světelnost / binární[20] Nejmohutnější hvězda, která má Označení Bayer
Pivoňka hvězda (WR 102ka )10026,000Model světelnosti / atmosféry?[21]
Cygnus OB2 # 5161004,700Zářivost?
Sk -68 ° 13799?[12]
R136a8  96157,000Model svítivosti / atmosféry[22]
Oblouky -F796 ± 625,000Model svítivosti / atmosféry[16]
HST-4295?[12]
P131194?[12]
Sk -66 ° 17294?[12]
NGC 3603-A1b  9224,800Zatmění binární[13]
HST-A391?[12]
HD 38282 B>90Zářivost[23]
Cygnus OB2 # 771904,700Model světelnosti / atmosféry?
Oblouky -F1588.5 ± 8.5Model svítivosti / atmosféry[16]
HSH95 3187Evoluční model[22]
HD 93250  86.83Model svítivosti / atmosféry[24]
LH 10-306185160,000[11][12] v Fazolová mlhovina (N11B) galaxie Velkého Magellenic Cloud
BI 25384
WR20a A82.7 ± 5.5Zatmění binární[25]
MACHO 05: 34-69: 3182?[12]
WR20a B  81.9 ± 5.5Zatmění binární[25]
NGC 346-381?[12]
HD 38282 A>80Zářivost[23]
Sk -71 5180Zářivost[26]
Cygnus OB2 -8B80Zářivost?
WR 14880?[27]
HD 9795080?

Několik příkladů hmotnosti menší než 80 M☉.

Některé hvězdy o hmotnosti 25–79M☉
Jméno hvězdyHmotnost
(M☉, slunce = 1)		MetodaOdkazy
R139 A78[28]
V429 Carinae A78
WR 2278
Pismis 24-1778[29]
Cygnus OB2 -1173+32
−24		[30]
Oblouky -F1270–82
R12670
Společník M33 X-770[31]
BD + 43 365470
HD 9320569[12]
HD 93403 A68.5
Oblouky -F1867–82
Oblouky -F466–76
Oblouky -F2866–76
HD 5980 B66
HD 5980 A61
Var 83 v M3360–85
S Monocerotis59
WR 21a B58.3[19]
WR 102ea58[32]
CD Crucis A57[33]
HD 1669156.6[34]
ζ Puppis (Naos)56.1[34]
Oblouky -F2156–70
Plaskettova hvězda B56
Oblouky -F1055–69
9 Střelec A55
AG Carinae55
BAT99-119 (R145)53+20
−40 + 54+20
−40		Binární[35][E]
Oblouky -F1454–65
BD + 40 ° 421054
Plaskettova hvězda A54
Oblouky -F352–63
HD 93129 B52[36]
Cygnus OB2 -452
Oblouky -B150–60
CD Crucis B48[33]
Oblouky -F2047–57
LH54-425A = 47 ± 2, B = 28 ± 1Binární[37][37]
Oblouky -F1646–56
WR 102c45–55[21]
HD 15558 B45 ± 11[6][7]
S Doradus45
HD 5006445
WR 14145[27]
IRS-8 *44.5[38]
Cygnus OB2 -8A A44.1
Cygnus OB2 -144
Cygnus OB2 -1043.1±14[30]
Oblouky -F843–51
α Camelopardalis43
Pismis 24-243
χ2 Orionis42.3
Cygnus OB2 -8 ° C42.2±14[30]
Oblouky -F242–49
Cygnus OB2 -642
HD 10842
Sher 25 v NGC 360340–52
θ1 Orionis C.40
μ Normae40
ρ Cassiopeiae40[39]
Cygnus OB2 -7 39.7+17
−10		[30]
Společník NGC 300 X-138[40]
Pismis 24-1638
Pismis 24–2538
Cygnus OB2 -8A B37.4
HD 93403 B37.3
ζ1 Štír36
Pismis 24-1335
Společník IC 10 X-1[41]35
Cygnus OB2 -9 A.>34
Cygnus OB2 -1833
ζ Orionis (Alnitak )33
Oblouky -F531–36
Cygnus OB2 -5 A.31
Cygnus OB2 -9 B>30
η Carinae B30–80Světelnost / binární[42]
ε Orionis (Alnilam )30–64.5[43]
19 Cephei30–35
γ Velorum A (Regor A)30
P Cygni30
HD 17982130[44]
VY Canis Majoris30 (17–40)[45][46]
VFTS 352A = 28,63 ± 0,3, B = 28,85 ± 0,3[47]
WR 14228.6
Pistolová hvězda (V4647 Sgr )27.5
HR 5171 Aa27-36[48]
10 Lacertae26.9
ξ Persei (Menkib)26–36
6 Cassiopeiae25[49]
Pismis 24-325
NGC 7538 S25[50]
VFTS 10225
WOH G6425[51]

Černé díry

Hlavní články: Černá díra, Seznam černých děr, a Seznam nejhmotnějších černých děr

Černé díry jsou koncovým bodem vývoje hmotných hvězd. Technicky to nejsou hvězdy, protože už nevytvářejí teplo a světlo jadernou fúzí v jejich jádrech.[F]

Viz také

Poznámky

  1. ^ U některých metod vede odlišné stanovení chemického složení k různým odhadům hmotnosti.
  2. ^ U dvojhvězdy je možné měřit jednotlivé hmotnosti dvou hvězd studiem jejich orbitálních pohybů pomocí Keplerovy zákony planetárního pohybu.
  3. ^ Příklady hvězdných úlomků viz hypernovae a zbytek supernovy.
  4. ^ Toto neobvyklé měření bylo provedeno za předpokladu, že hvězda byla vyhozena ze setkání tří těles v NGC 3603. Tento předpoklad také znamená, že současná hvězda je výsledkem fúze mezi dvěma původními blízkými binárními složkami. Hmotnost odpovídá evoluční hmotnosti hvězdy se sledovanými parametry.
  5. ^ Hmoty byly revidovány s lepšími daty, ale vylepšení jsou stále zapotřebí.
  6. ^ Všimněte si, že některé černé díry může mít kosmologický původ a potom by nikdy nebyli hvězdami. To je považováno za obzvláště pravděpodobné v případech nejhmotnější černé díry.

Reference

  1. ^ Banerjee, S .; Kroupa, P .; Oh, S. (2012). „Vznik superkanonických hvězd ve hvězdokupách typu R136“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 426 (2): 1416–1426. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. doi:10.1111 / j.1365-2966.2012.21672.x.
  2. ^ Ulmer, A .; Fitzpatrick, E. L. (1998). "Přehodnocení upraveného Eddingtonova limitu pro hmotné hvězdy". Astrofyzikální deník. 504 (1): 200–206. arXiv:astro-ph / 9708264. Bibcode:1998ApJ ... 504..200U. doi:10.1086/306048.
  3. ^ A b Hainich, R .; Rühling, U .; Todt, H .; Oskinova, L. M .; Liermann, A .; Gräfener, G .; Foellmi, C .; Schnurr, O .; Hamann, W. -R. (2014). „Vlk – Rayetovy hvězdy ve Velkém Magellanově mračnu“. Astronomie a astrofyzika. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A & A ... 565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696.
  4. ^ A b C d E F G h 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.
  5. ^ 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.
  6. ^ A b De Becker, M .; Rauw, G .; Manfroid, J .; Eenens, P. (2006). „Hvězdy raného typu v mladé otevřené hvězdokupě IC 1805“. Astronomie a astrofyzika. 456 (3): 1121–1130. arXiv:astro-ph / 0606379. Bibcode:2006A & A ... 456.1121D. doi:10.1051/0004-6361:20065300.
  7. ^ A b Garmany, C. D .; Massey, P. (1981). „HD 15558 - extrémně světelná binární hvězda typu O“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 93: 500. Bibcode:1981 PASP ... 93..500G. doi:10.1086/130866.
  8. ^ Bestenlehner, J. M .; Vink, J. S .; Gräfener, G .; Najarro, F .; Evans, C. J .; Bastian, N .; Bonanos, A. Z .; Bressert, E .; Crowther, P. A .; Doran, E .; Friedrich, K .; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; De Koter, A .; Langer, N .; Lennon, D. J .; Maíz Apellániz, J .; Sana, H .; Soszynski, I .; Taylor, W. D. (2011). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES“. Astronomie a astrofyzika. 530: L14. arXiv:1105.1775. Bibcode:2011A & A ... 530L..14B. doi:10.1051/0004-6361/201117043.
  9. ^ A b 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.
  10. ^ Schneider, F. R. N .; Sana, H .; Evans, C. J .; Bestenlehner, J. M .; Castro, N .; Fossati, L .; Gräfener, G .; Langer, N .; Ramírez-Agudelo, O. H .; Sabín-Sanjulián, C .; Simón-Díaz, S .; Tramper, F .; Crowther, P. A .; de Koter, A .; de Mink, S.E .; Dufton, P.L .; Garcia, M .; Gieles, M .; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; Izzard, R. G .; Kalari, V .; Lennon, D. J .; Maíz Apellániz, J .; Markova, N .; Najarro, F .; Podsiadlowski, Ph .; Puls, J .; Taylor, W. D .; van Loon, J. Th .; Vink, J. S .; Norman, C. (2018). „Přebytek hmotných hvězd v místním výboji 30 Doradusů“. Věda. 359 (6371): 69–71. arXiv:1801.03107. Bibcode:2018Sci ... 359 ... 69S. doi:10.1126 / science.aan0106.
  11. ^ A b „Kotel novorozených hvězd“. Obloha a dalekohled. 23. července 2010. Citováno 5. listopadu 2017.
  12. ^ A b C d E F G h i j k Walborn, Nolan R .; Howarth, Ian D .; Lennon, Daniel J .; Massey, Philip; Oey, M. S .; Moffat, Anthony F. J .; Skalkowski, Gwen; Morrell, Nidia I .; Drissen, Laurent; Parker, Joel Wm. (2002). „Nový systém spektrální klasifikace pro nejčasnější hvězdy O: definice typu O2“ (PDF). Astronomický deník. 123 (5): 2754–2771. Bibcode:2002AJ .... 123,2754W. doi:10.1086/339831.
  13. ^ 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.
  14. ^ Evans, C. J .; Walborn, N. R .; Crowther, P. A .; Hénault-Brunet, V .; Massa, D .; Taylor, W. D .; Howarth, I.D .; Sana, H .; Lennon, D. J .; Van Loon, J. T. (2010). „Massive Runaway Star from 30 Doradus“. Astrofyzikální deník. 715 (2): L74. arXiv:1004.5402. Bibcode:2010ApJ ... 715L..74E. doi:10.1088 / 2041-8205 / 715/2 / L74.
  15. ^ Gvaramadze; Kniazev; Chene; Schnurr (2012). „Dvě hmotné hvězdy pravděpodobně vystřelily z NGC 3603 při setkání tří těles“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti: Dopisy. 430: L20 – L24. arXiv:1211.5926. Bibcode:2013MNRAS.430L..20G. doi:10.1093 / mnrasl / sls041.
  16. ^ A b C d E Gräfener, G .; Vink, J. S .; De Koter, A .; Langer, N. (2011). „Eddingtonův faktor jako klíč k pochopení větrů nejhmotnějších hvězd“. Astronomie a astrofyzika. 535: A56. arXiv:1106.5361. Bibcode:2011A & A ... 535A..56G. doi:10.1051/0004-6361/201116701.
  17. ^ 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.
  18. ^ 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.
  19. ^ A b 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 binárních souborů“. Astronomie a astrofyzika. 1604. A22. arXiv:1604.01022. Bibcode:2016A & A ... 591A..22S. doi:10.1051/0004-6361/201527916.
  20. ^ Clementel, N .; Madura, T. I .; Kruip, C. J. H .; Paardekooper, J.-P .; Gull, T. R. (2015). "3D radiační simulace přenosu vnitřních srážkových větrů Eta Carinae - I. Ionizační struktura helia v apastronu". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 447 (3): 2445–2458. arXiv:1412.7569. Bibcode:2015MNRAS.447.2445C. doi:10.1093 / mnras / stu2614.
  21. ^ A b Barniske, A .; Oskinova, L. M .; Hamann, W. -R. (2008). „Dvě extrémně zářivé hvězdy WN v galaktickém středu s cirkulárními emisemi z prachu a plynu“. Astronomie a astrofyzika. 486 (3): 971–984. arXiv:0807.2476. Bibcode:2008A & A ... 486..971B. doi:10.1051/0004-6361:200809568.
  22. ^ A b Crowther, Paul A .; Caballero-Nieves, S. M .; Bostroem, K. A .; Maíz Apellániz, J .; Schneider, F. R. N .; Walborn, N. R .; Angus, C. R .; Brott, I .; Bonanos, A .; de Koter, A .; de Mink, S.E.; Evans, C. J .; Gräfener, G .; Herrero, A .; Howarth, I.D .; Langer, N .; Lennon, D. J .; Puls, J .; Sana, H .; Vink, J. S. (2016). „Hvězdokupa R136 byla rozebrána Hubbleovým kosmickým dalekohledem / STIS. I. Daleko ultrafialové spektroskopické sčítání a původ He II λ1640 v mladých hvězdokupách“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 458 (1): 624–659. arXiv:1603.04994. Bibcode:2016MNRAS.458..624C. doi:10.1093 / mnras / stw273.
  23. ^ A b 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.
  24. ^ Repolust, T .; Puls, J .; Herrero, A. (2004). „Hvězdné a větrné parametry galaktických O-hvězd. Vliv blokování / zakrývání řádků“. Astronomie a astrofyzika. 415 (1): 349–376. Bibcode:2004 A & A ... 415..349R. doi:10.1051/0004-6361:20034594.
  25. ^ A b Rauw, G .; Crowther, P. A .; De Becker, M .; Gosset, E .; Nazé, Y .; Sana, H .; Van Der Hucht, K. A .; Vreux, J. -M .; Williams, P. M. (2005). „Spektrum velmi masivního binárního systému WR? 20a (WN6ha + WN6ha): Základní parametry a interakce větru“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 432 (3): 985–998. Bibcode:2005A & A ... 432..985R. doi:10.1051/0004-6361:20042136.
  26. ^ Meynadier, F .; Heydari-Malayeri, M .; Walborn, N. R. (2005). „Oblast LMC H II N 214C a její zvláštní mlhovina“. Astronomie a astrofyzika. 436 (1): 117–126. arXiv:astro-ph / 0511439. Bibcode:2005A & A ... 436..117M. doi:10.1051/0004-6361:20042543.
  27. ^ A b Matteucci, Francesca; Giovannelli, Franco (2000). „Evoluce Mléčné dráhy“. Evoluce Mléčné dráhy: Hvězdy versus klastry. Editoval Francesca Matteucci a Franco Giovannelli. Vydal Kluwer Academic Publishers. Knihovna astrofyziky a vesmíru. 255. Bibcode:2000ASSL..255 ..... M. doi:10.1007/978-94-010-0938-6. ISBN  978-94-010-3799-0.
  28. ^ 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.
  29. ^ Fang, M .; Van Boekel, R .; King, R. R .; Henning, T .; Bouwman, J .; Doi, Y .; Okamoto, Y. K .; Roccatagliata, V .; Sicilia-Aguilar, A. (2012). "Vznik hvězd a vlastnosti disku v Pismis 24". Astronomie a astrofyzika. 539: A119. arXiv:1201.0833. Bibcode:2012A & A ... 539A.119F. doi:10.1051/0004-6361/201015914.
  30. ^ A b C d Herrero, A .; Puls, J .; Najarro, F. (2002). „Základní parametry galaktických světelných OB hvězd VI. Teploty, hmotnosti a WLR supergianantů Cyg OB2“. Astronomie a astrofyzika. 396 (3): 949–966. arXiv:astro-ph / 0210469. Bibcode:2002 A & A ... 396..949H. doi:10.1051/0004-6361:20021432.
  31. ^ Orosz, J. A .; McClintock, J. E .; Narayan, R .; Bailyn, C. D .; Hartman, J. D .; Macri, L .; Liu, J .; Pietsch, W .; Remillard, R. A .; Shporer, A .; Mazeh, T. (2007). „Černá díra o hmotnosti 15,65 solární hmoty v zákrytové dvojhvězdě v blízké spirální galaxii M 33“. Příroda. 449 (7164): 872–875. arXiv:0710.3165. Bibcode:2007Natur.449..872O. doi:10.1038 / nature06218. PMID  17943124.
  32. ^ Adriane Liermann et all (2011). „Hvězdy s vysokou hmotností v galaktickém středu hvězdokupy Quintuplet“. Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège. 80: 160–164. Bibcode:2011BSRSL..80..160L.
  33. ^ A b Bhatt, H .; Pandey, J. C .; Kumar, B .; Singh, K. P .; Sagar, R. (2010). "Rentgenové emisní charakteristiky dvou binárních souborů Wolf-Rayet: V444 Cyg a CD Cru". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 402 (3): 1767–1779. arXiv:0911.1489. Bibcode:2010MNRAS.402.1767B. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.15999.x.
  34. ^ A b Bouret, J. -C .; Hillier, D. J .; Lanz, T .; Fullerton, A. W. (2012). "Vlastnosti galaktického raného typu O-supergiants: kombinovaná FUV-UV a optická analýza". Astronomie a astrofyzika. 544: A67. arXiv:1205.3075. Bibcode:2012A & A ... 544A..67B. doi:10.1051/0004-6361/201118594.
  35. ^ Shenar, T. (2016). „Projekt Tarantula Massive Binary Monitoring: II. První orbitální a spektroskopická analýza SB2 pro binární soubor Wolf-Rayet R145“. Astronomie a astrofyzika. 1610: A85. arXiv:1610.07614. Bibcode:2017A & A ... 598A..85S. doi:10.1051/0004-6361/201629621.
  36. ^ Vink, J. S .; Davies, B .; Harries, T. J .; Oudmaijer, R. D .; Walborn, N. R. (2009). „O přítomnosti a nepřítomnosti disků kolem hvězd typu O“. Astronomie a astrofyzika. 505 (2): 743–753. arXiv:0909.0888. Bibcode:2009A & A ... 505..743V. doi:10.1051/0004-6361/200912610.
  37. ^ A b Williams, S. J .; et al. (2008). „Dynamické masy pro masivní binární systém velkého Magellanova mračna [L72] LH 54-425“. Astrofyzikální deník. 682 (1): 492–498. arXiv:0802.4232. Bibcode:2008ApJ ... 682..492W. doi:10.1086/589687.
  38. ^ Geballe, T. R .; Najarro, F .; Rigaut, F .; Roy, J. ‐R. (2006). „TheK-Band Spectrum of the Hot Star in IRS 8: Outsider in the Galactic Center?“. Astrofyzikální deník. 652 (1): 370–375. arXiv:astro-ph / 0607550. Bibcode:2006ApJ ... 652..370G. doi:10.1086/507764.
  39. ^ Gorlova, N .; Lobel, A .; Burgasser, A. J .; Rieke, G. H .; Ilyin, I .; Stauffer, J. R. (2006). „Na pásmu CO blízkého infračerveného záření a jevu dělícím linii ve žlutém hyperobři ρ Cassiopeiae“. Astrofyzikální deník. 651 (2): 1130–1150. arXiv:astro-ph / 0607158. Bibcode:2006ApJ ... 651.1130G. doi:10.1086/507590.
  40. ^ Paul A Crowther; Carpano; Hadfield; Pollock (2007). „Na optickém protějšku NGC300 X-1 a globálním obsahu Wolf – Rayet v NGC300“. Astronomie a astrofyzika. 469 (31): L31. arXiv:0705.1544. Bibcode:2007A & A ... 469L..31C. doi:10.1051/0004-6361:20077677.
  41. ^ Bulik, T .; Belczynski, K .; Prestwich, A. (2011). „Ic10 X-1 / ngc300 X-1: Velmi okamžití předci binárních souborů Bh-Bh“. Astrofyzikální deník. 730 (2): 140. arXiv:0803.3516. Bibcode:2011ApJ ... 730..140B. doi:10.1088 / 0004-637X / 730/2/140.
  42. ^ Kashi, A .; Soker, N. (2010). „Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae“. Astrofyzikální deník. 723 (1): 602–611. arXiv:0912.1439. Bibcode:2010ApJ ... 723..602K. doi:10.1088 / 0004-637X / 723/1/602.
  43. ^ Raul E. Puebla; D. John Hillier; Janos Zsargó; David H. Cohen; Maurice A. Leutenegger (2015). „Rentgenová, UV a optická analýza supergiants: ε Ori“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 456 (3): 2907–2936. arXiv:1511.09365. Bibcode:2016MNRAS.456.2907P. doi:10.1093 / mnras / stv2783.
  44. ^ Ferguson, Brian A .; Ueta, Toshiya (březen 2010). „Diferenční studie správného pohybu kruhové prachové skořápky záhadného objektu, HD 179821“. Astrofyzikální deník. 711 (2): 613–618. arXiv:1001.3135. Bibcode:2010ApJ ... 711..613F. doi:10.1088 / 0004-637X / 711/2/613.
  45. ^ „VLT snímek okolí VY Canis Majoris viděný pomocí SPHERE“. www.eso.org. Citováno 15. června 2018.
  46. ^ 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.
  47. ^ Almeida, L. A .; Sana, H .; de Mink, S.E.; et al. (13. října 2015). „OBJEV MASIVNÍHO OVERKONTAKTU BINÁRNÍ VFTS 352: DŮKAZY PRO VYLEPŠENÉ VNITŘNÍ SMÍŠENÍ“. Astrofyzikální deník. 812 (2): 102. arXiv:1509.08940. Bibcode:2015ApJ ... 812..102A. doi:10.1088 / 0004-637X / 812/2/102.
  48. ^ Wittkowski, M .; Arroyo-Torres, B .; Marcaide, J. M .; Abellan, F. J .; Chiavassa, A .; Guirado, J. C. (2017). „Spektrointerferometrie VLTI / AMBER pozdních supergiantů V766 Cen (= HR 5171 A), σ Oph, BM Sco a HD 206859“. Astronomie a astrofyzika. 597: A9. arXiv:1610.01927. Bibcode:2017A & A ... 597A ... 9W. doi:10.1051/0004-6361/201629349.
  49. ^ Achmad, L .; Lamers, H. J. G. L. M .; Pasquini, L. (1997). "Radiační modely větru pro supergianty A, F a G". Astronomie a astrofyzika. 320: 196. Bibcode:1997A & A ... 320..196A.
  50. ^ Moscadelli, L .; Goddi, C. (2014). "Mnohonásobný systém vysoce hmotných YSO obklopený disky v NGC 7538 IRS1". Astronomie a astrofyzika. 566: A150. arXiv:1404.3957. Bibcode:2014A & A ... 566A.150M. doi:10.1051/0004-6361/201423420.
  51. ^ Ohnaka, K .; Driebe, T .; Hofmann, K.H .; Weigelt, G .; Wittkowski, M. (2009). „Řešení prašného torusu a záhady obklopující červený superobr LMC WOH G64“. Sborník Mezinárodní astronomické unie. 4: 454. Bibcode:2009IAUS..256..454O. doi:10.1017 / S1743921308028858.

externí odkazy