Sao siêu khổng lồ vàng

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm
Các loại biến nội tại trong biểu đồ Hertzsprung - Russell hiển thị sao siêu khổn lồ màu vàng ở trên (nghĩa là sáng hơn) dải không ổn định Cepheid.

Một siêu sao màu vàng là một ngôi sao khổng lồ với bầu khí quyển mở rộng, một lớp quang phổ từ A đến K, và, bắt đầu với khối lượng ban đầu khoảng 20 - 60 khối lượng mặt trời, đã mất đi một nửa khối lượng đó. Chúng là một trong những ngôi sao phát sáng trực quan nhất, có cường độ tuyệt đối (M V) khoảng − 9, nhưng cũng là một trong những ngôi sao hiếm nhất chỉ có 15 trong Dải Ngân hà và sáu trong số đó chỉ trong một cụm. Chúng đôi khi được gọi là các siêu sao mát mẻ so với các sao loại O và B, và đôi khi là các siêu sao ấm áp so với các siêu sao đỏ.

Phân loại[sửa | sửa mã nguồn]

Thuật ngữ "siêu sao"được sử dụng sớm nhất là vào năm 1929, nhưng không dành cho các ngôi sao hiện được gọi là siêu sao khổng lồ.[1] Siêu sao khổng lồ được định nghĩa bởi lớp độ sáng '0' của chúng và có độ sáng cao hơn so với các siêu sao sáng nhất của lớp Ia,[2] mặc dù chúng không được gọi là siêu sao khổng lồ cho đến cuối những năm 1970.[3] Một tiêu chí khác cho các siêu sao cũng được đề xuất vào năm 1979 đối với một số ngôi sao nóng mất khối lượng phát sáng cao khác,[4] nhưng không được áp dụng cho các ngôi sao lạnh hơn. Năm 1991, Rho Cassiopeiae là người đầu tiên được mô tả là một siêu sao vàng,[5] có khả năng trở thành một nhóm sao sáng mới trong các cuộc thảo luận tại Vật lý học và vật lý thiên văn tại hội thảo phân giải giao thoa kế năm 1992.[6]

Các định nghĩa của thuật ngữ hypergiant vẫn còn mơ hồ, và mặc dù lớp độ sáng 0 là dành cho hypergiants, chúng thường được chỉ định bởi các lớp độ sáng thay thế Ia-0 và Ia +.[7] Độ chói sao lớn của chúng được xác định từ các đặc điểm quang phổ khác nhau, rất nhạy cảm với trọng lực bề mặt, chẳng hạn như độ rộng đường Hβ trong các sao nóng hoặc gián đoạn Balmer mạnh trong các sao lạnh. Trọng lực bề mặt thấp hơn thường chỉ ra các ngôi sao lớn hơn và do đó, độ sáng cao hơn.[8] Trong các ngôi sao lạnh hơn, chiều rộng của các dòng oxy quan sát được, chẳng hạn như OI ở 777.4 nm., có thể được sử dụng để hiệu chỉnh trực tiếp chống lại độ chói của sao.[9]

Một phương pháp vật lý thiên văn được sử dụng để xác định dứt khoát các siêu đại diện màu vàng là tiêu chí được gọi là tiêu chuẩn Keenan-Smolinski. Ở đây tất cả các dòng hấp thụ nên được mở rộng mạnh mẽ, vượt ra ngoài những gì được mong đợi với các ngôi sao siêu sáng, và cũng cho thấy bằng chứng mạnh mẽ về sự mất mát khối lượng đáng kể. Hơn nữa, ít nhất một thành phần mở rộng cũng nên có mặt. Chúng cũng có thể hiển thị các cấu hình Hα rất phức tạp, thường có các vạch phát xạ mạnh kết hợp với các vạch hấp thụ.[10]

Thuật ngữ của siêu sao khổng lồ vàng phức tạp hơn nữa bằng cách gọi chúng là siêu sao khổng lồ mát hoặc siêu sao khổng lồ ấm, tùy thuộc vào bối cảnh. Siêu sao khổng lồ mát đề cập đến tất cả các ngôi sao đủ sáng và không ổn định mát hơn so với Siêu sao khổng lồLBV màu xanh lam, bao gồm cả Siêu sao khổng lồ màu vàng và đỏ.[11] Thuật ngữ siêu sao cường độ ấm đã được sử dụng cho các ngôi sao hạng A và F có độ phát sáng cao trong M31 và M33 không phải là LBV,[12] cũng như nói chung hơn cho các siêu sao màu vàng.[13]

Đặc điểm[sửa | sửa mã nguồn]

Đường cong ánh sáng trực quan cho ρ Cassiopeiae từ 1933 đến 2015

Các siêu sao vàng chiếm một vùng trong sơ đồ Hertzsprung bồi Russell trên dải không ổn định, một khu vực có khá ít ngôi sao được tìm thấy và nơi những ngôi sao đó thường không ổn định. Phạm vi quang phổ và nhiệt độ tương ứng là khoảng A0-K2 và 4.000-8.000K. Khu vực được giới hạn ở phía nhiệt độ cao bởi Void tiến hóa màu vàng, nơi các ngôi sao của độ sáng này trở nên cực kỳ không ổn định và bị mất khối lượng nghiêm trọng. Các void tiến hóa màu vàng hoàng tử tách biệt các siêu đại diện màu vàng với các sao biến màu xanh phát sáng mặc dù các siêu đại diện màu vàng ở các biến màu xanh lam và nóng nhất ở nhiệt độ cao nhất của chúng có thể có cùng nhiệt độ gần 8.000   K. Ở nhiệt độ thấp hơn, các siêu bội màu vàng và các siêu sao đỏ không được phân tách rõ ràng; RW Cephei (4.500 K, 555.000) là một ví dụ về một ngôi sao có chung đặc điểm của cả siêu sao vàng và siêu sao đỏ.[14][15]

Các siêu sao màu vàng có phạm vi độ sáng khá hẹp trên 300.000 (ví dụ Cara V382 ở mức giá 316.000) và dưới giới hạn Humphrey-Davidson ở mức khoảng 600.000. Với đỉnh đầu ra của chúng ở giữa phạm vi thị giác, đây là những ngôi sao sáng nhất có thể nhìn thấy với cường độ tuyệt đối quanh -9 hoặc -9,5.[5]

Chúng lớn và hơi không ổn định, với trọng lượng bề mặt rất thấp. Trường hợp siêu sao vàng có trọng lượng bề mặt (log g) dưới đây về 2, các siêu sao màu vàng có nhật ký   g quanh không. Ngoài ra, chúng đập không đều, tạo ra những thay đổi nhỏ về nhiệt độ và độ sáng. Điều này tạo ra tỷ lệ tổn thất khối lượng rất cao và độ mờ đục là phổ biến xung quanh các ngôi sao.[16] Đôi khi các vụ nổ lớn hơn có thể tạm thời che khuất các ngôi sao.[17]

Các siêu sao vàng hình thành từ các ngôi sao lớn sau khi chúng tiến hóa ra khỏi chuỗi chính. Hầu hết các siêu cường màu vàng quan sát được đều trải qua giai đoạn siêu đỏ và đang phát triển trở lại nhiệt độ cao hơn, nhưng một số ít được nhìn thấy trong quá trình chuyển đổi đầu tiên ngắn từ trình tự chính sang siêu lục địa đỏ. Sao khổng lồ với khối lượng ban đầu nhỏ hơn 20 sẽ nổ như một siêu tân tinh trong khi sao siêu vẫn đỏ, trong khi ngôi sao nặng hơn khoảng 60 sẽ không bao giờ mát xa nhiệt độ siêu khổng lồ xanh. Phạm vi khối lượng chính xác phụ thuộc vào kim loại và luân chuyển.[18] Siêu sao vàng làm lạnh lần đầu tiên có thể là những ngôi sao khổng lồ lên tới 60 trở lên,[15] nhưng sao siêu khổng lồ sau màu đỏ sẽ mất khoảng một nửa khối lượng ban đầu của họ.[19]

Về mặt hóa học, hầu hết các sao siêu khổng lồ màu vàng cho thấy sự tăng cường mạnh mẽ của nitơnatri và một số nguyên tố nặng khác. Carbonoxy bị cạn kiệt, trong khi helium được tăng cường, như mong đợi cho một ngôi sao sau chuỗi chính.

Sự phát triển[sửa | sửa mã nguồn]

Các siêu sao màu vàng đã phát triển rõ ràng khỏi chuỗi chính và do đó đã làm cạn kiệt hydro trong lõi của chúng. Phần lớn các siêu anh hùng màu vàng được cho là các siêu sao sau màu đỏ đang phát triển xanh,[14] trong khi các siêu sao vàng ổn định hơn và ít phát sáng hơn có khả năng lần đầu tiên phát triển thành các siêu sao đỏ. Có bằng chứng mạnh mẽ về hóa học và trọng lực bề mặt cho thấy độ sáng nhất của siêu sao vàng, HD 33579, hiện đang mở rộng từ siêu phẳng màu xanh sang siêu sao đỏ.[15]

Những ngôi sao này hiếm khi xảy ra vì chúng rất lớn, ban đầu là các ngôi sao thuộc dãy O loại O nóng hơn 15 lần so với Mặt trời, nhưng cũng vì chúng chỉ trải qua vài nghìn năm trong giai đoạn khoảng trống màu vàng không ổn định trong cuộc sống. Trên thực tế, rất khó để giải thích ngay cả số lượng siêu nhỏ màu vàng quan sát được, liên quan đến các siêu sao đỏ có độ sáng tương đương, từ các mô hình đơn giản của tiến hóa sao. Các siêu sao đỏ rực rỡ nhất có thể thực hiện nhiều "vòng màu xanh", làm mất đi phần lớn bầu khí quyển của chúng, nhưng thực sự không bao giờ đạt đến giai đoạn siêu nhiên màu xanh, mỗi lần chỉ mất vài thập kỷ. Ngược lại, một số siêu sao màu vàng rõ ràng có thể là những ngôi sao nóng hơn, chẳng hạn như LBV "mất tích", bị che khuất trong một bức ảnh giả giả mát mẻ.[14]

Những khám phá gần đây về các tiên sinh siêu tân tinh màu xanh lam cũng đã đặt ra câu hỏi liệu các ngôi sao có thể phát nổ trực tiếp từ giai đoạn siêu sáng vàng hay không.[20] Một số ít các siêu tân tinh siêu tân tinh màu vàng có thể đã được phát hiện, nhưng tất cả chúng dường như có khối lượng và độ sáng tương đối thấp, không phải siêu cường.[21][22] SN 2013cu là siêu tân tinh loại IIb có tổ tiên đã được quan sát trực tiếp và rõ ràng. Đó là một ngôi sao tiến hóa khoảng 8.000K cho thấy sự mất mát cực lớn của vật liệu làm giàu helium và nitơ. Mặc dù độ sáng không được biết đến, nhưng chỉ có một biến thiên màu vàng hoặc màu xanh dạ quang trong bộc phát mới có các tính chất này.[23]

Các mô hình hiện đại cho thấy các ngôi sao có khối lượng và tốc độ quay nhất định có thể phát nổ như siêu tân tinh mà không bao giờ trở thành siêu sao xanh nữa, nhưng nhiều người cuối cùng sẽ vượt qua khoảng trống màu vàng và trở thành các biến số phát sáng màu xanh có độ sáng thấp và có thể là sao Wolf-Rayet sau đó.[24] Cụ thể, những ngôi sao lớn hơn và những ngôi sao có tỷ lệ tổn thất khối lượng cao hơn do quay hoặc tính kim loại cao sẽ phát triển vượt qua giai đoạn siêu sáng màu vàng đến nhiệt độ nóng hơn trước khi đạt đến sự sụp đổ lõi.[25]

Kết cấu[sửa | sửa mã nguồn]

IRAS 17163-3907 là một siêu sao khổng lồ màu vàng cho thấy rõ các vật liệu bị trục xuất có thể bao quanh tất cả các siêu đại diện màu vàng.

Theo các mô hình vật lý hiện tại của các ngôi sao, một siêu sao màu vàng nên sở hữu lõi đối lưu được bao quanh bởi vùng bức xạ, trái ngược với một ngôi sao có kích thước mặt trời, bao gồm lõi phóng xạ được bao quanh bởi vùng đối lưu.[26] Do độ sáng cực cao và cấu trúc bên trong của chúng,[27] siêu đại diện màu vàng phải chịu tỷ lệ tổn thất khối lượng cao [28] và thường được bao quanh bởi các phong bì của vật liệu bị trục xuất. Một ví dụ về tinh vân có thể tạo ra là IRAS 17163-3907, được gọi là trứng chiên, đã trục xuất một số khối vật chất mặt trời chỉ trong vài trăm năm.[29]

Siêu sao màu vàng là một giai đoạn tiến hóa được mong đợi khi các siêu sao đỏ phát sáng nhất phát triển các quả xanh, nhưng chúng cũng có thể đại diện cho một loại ngôi sao khác. LBV trong quá trình phun trào có những cơn gió dày đặc đến nỗi chúng tạo thành một không gian giả hình ảnh xuất hiện như một ngôi sao lạnh lớn hơn mặc dù siêu sao màu xanh bên dưới hầu như không thay đổi. Chúng được quan sát thấy có phạm vi nhiệt độ rất hẹp khoảng 8.000K. Ở bước nhảy có thể xảy ra, khoảng 21.000K gió siêu xanh trở nên dày đặc hơn nhiều lần và có thể dẫn đến một bức ảnh giả thậm chí còn mát hơn. Không có LBV nào được quan sát ngay bên dưới độ sáng trong đó bước nhảy có thể vượt qua dải không ổn định S Doradus (không bị nhầm lẫn với dải không ổn định Cepheid), nhưng theo lý thuyết thì chúng tồn tại và xuất hiện dưới dạng các bức ảnh giả màu vàng.[30]

Các sao được biến đến[sửa | sửa mã nguồn]

Siêu sắc vàng HR 5171 A, được xem là ngôi sao màu vàng sáng ở trung tâm của hình ảnh.

Trong Westerlund 1:[34]

  • W4
  • W8a
  • W12a
  • W16a
  • W32
  • W265

Trong các thiên hà khác:

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ Wallenquist, Aå (1929). “An attempt to determine the mean masses of the stars in the globular cluster M 3”. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands 5: 67. Bibcode:1929BAN.....5...67W. 
  2. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). “An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification”. Chicago. Bibcode:1943assw.book.....M. 
  3. ^ De Jager, Cornelis (1980). “The Main Observational Characteristics of the Most Luminous Stars”. The Brightest Stars. tr. 18. ISBN 978-90-277-1110-6. doi:10.1007/978-94-009-9030-2_2. 
  4. ^ Llorente De Andres, F.; Lamers, H. J. G. L. M.; Muller, E. A. (1979). “Line Blocking in the Near Ultraviolet Spectrum of Early-Type Stars - Part Two - the Dependence on Spectral Type and Luminosity for Normal Stars”. Astronomy and Astrophysics Supplement 38: 367. Bibcode:1979A&AS...38..367L. 
  5. ^ a ă Zsoldos, E.; Percy, J. R. (1991). “Photometry of yellow semiregular variables - Rho Cassiopeiae”. Astronomy and Astrophysics 246: 441. Bibcode:1991A&A...246..441Z. ISSN 0004-6361. 
  6. ^ De Jager, Cornelis; Nieuwenhuijzen, Hans (1992). “Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability”. In ESA 344: 109. Bibcode:1992ESASP.344..109D. 
  7. ^ Achmad, L.; Lamers, H. J. G. L. M.; Nieuwenhuijzen, H.; Van Genderen, A. M. (1992). “A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)”. Astronomy and Astrophysics 259: 600. Bibcode:1992A&A...259..600A. ISSN 0004-6361. 
  8. ^ Napiwotzki, R.; Schoenberner, D.; Wenske, V. (1993). “On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry”. Astronomy and Astrophysics 268: 653. Bibcode:1993A&A...268..653N. ISSN 0004-6361. 
  9. ^ Arellano Ferro, A.; Giridhar, S.; Rojo Arellano, E. (2003). “A Revised Calibration of the MV-W(O I 7774) Relationship using Hipparcos Data: Its Application to Cepheids and Evolved Stars”. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 39: 3. Bibcode:2003RMxAA..39....3A. arXiv:astro-ph/0210695. 
  10. ^ a ă â b c De Jager, C. (1998). “The yellow hypergiants”. Astronomy and Astrophysics Review 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009. 
  11. ^ Lobel, A.; De Jager, K.; Nieuwenhuijzen, H. (2013). “Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void”. 370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a conference held 2–5 April 470: 167. Bibcode:2013ASPC..470..167L. 
  12. ^ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Grammer, Skyler; Kneeland, Nathan; Martin, John C.; Weis, Kerstin; Burggraf, Birgitta (2013). “Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution”. The Astrophysical Journal 773: 46. Bibcode:2013ApJ...773...46H. arXiv:1305.6051. doi:10.1088/0004-637X/773/1/46. 
  13. ^ Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta M.; Jones, Terry J.; Marengo, Massimo; Gehrz, Robert D.; Helton, L. Andrew; Hoffmann, William F.; Skemer, Andrew J.; Hinz, Philip M. (2016). “Searching for Cool Dust in the Mid-to-far Infrared: The Mass-loss Histories of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ρ Cas”. The Astronomical Journal 151 (3): 51. Bibcode:2016AJ....151...51S. arXiv:1512.01529. doi:10.3847/0004-6256/151/3/51. 
  14. ^ a ă â Stothers, R. B.; Chin, C. W. (2001). “Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars”. The Astrophysical Journal 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ...560..934S. doi:10.1086/322438. 
  15. ^ a ă â Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C (2000). “Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420”. Astronomy and Astrophysics 353: 163–176. Bibcode:2000A&A...353..163N. Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C. (2000). “Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420”. Astronomy and Astrophysics 353: 163. Bibcode:2000A&A...353..163N. 
  16. ^ Lobel, A.; Israelian, G.; de Jager, C.; Musaev, F.; Parker, J. W.; Mavrogiorgou, A. (1998). “The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae”. Astronomy and Astrophysics 330: 659–675. Bibcode:1998A&A...330..659L. 
  17. ^ Lobel; Stefanik; Torres; Davis; Ilyin; Rosenbush (2003). “Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae”. Stars as suns: activity 219: 903. Bibcode:2004IAUS..219..903L. arXiv:astro-ph/0312074. 
  18. ^ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). “Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death”. Astronomy & Astrophysics 558: A131. Bibcode:2013A&A...558A.131G. arXiv:1308.4681. doi:10.1051/0004-6361/201321906. 
  19. ^ Gesicki, K. (1992). “A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae”. Astronomy and Astrophysics 254: 280. Bibcode:1992A&A...254..280G. 
  20. ^ Langer, N.; Norman, C. A.; De Koter, A.; Vink, J. S.; Cantiello, M.; Yoon, S. -C. (2007). “Pair creation supernovae at low and high redshift”. Astronomy and Astrophysics 475 (2): L19. Bibcode:2007A&A...475L..19L. arXiv:0708.1970. doi:10.1051/0004-6361:20078482. 
  21. ^ Georgy, C. (2012). “Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?”. Astronomy & Astrophysics 538: L8–L2. Bibcode:2012A&A...538L...8G. arXiv:1111.7003. doi:10.1051/0004-6361/201118372. 
  22. ^ Maund, J. R.; Fraser, M.; Ergon, M.; Pastorello, A.; Smartt, S. J.; Sollerman, J.; Benetti, S.; Botticella, M. -T.; Bufano, F. (2011). “The Yellow Supergiant Progenitor of the Type II Supernova 2011dh in M51”. The Astrophysical Journal 739 (2): L37. Bibcode:2011ApJ...739L..37M. arXiv:1106.2565. doi:10.1088/2041-8205/739/2/L37. 
  23. ^ Groh, Jose H. (2014). “Early-time spectra of supernovae and their precursor winds”. Astronomy & Astrophysics 572: L11. Bibcode:2014A&A...572L..11G. arXiv:1408.5397. doi:10.1051/0004-6361/201424852. 
  24. ^ Smith, N.; Vink, J. S.; De Koter, A. (2004). “The Missing Luminous Blue Variables and the Bistability Jump”. The Astrophysical Journal 615: 475. Bibcode:2004ApJ...615..475S. arXiv:astro-ph/0407202. doi:10.1086/424030. 
  25. ^ Chieffi, Alessandro; Limongi, Marco (2013). “Pre-Supernova Evolution of Rotating Solar Metallicity Stars in the Mass Range 13-120M☉And Their Explosive Yields”. The Astrophysical Journal 764: 21. Bibcode:2013ApJ...764...21C. doi:10.1088/0004-637X/764/1/21. 
  26. ^ Fadeyev, Y. A. (2011). “Pulsational instability of yellow hypergiants”. Astronomy Letters 37 (6): 403–413. Bibcode:2011AstL...37..403F. arXiv:1102.3810. doi:10.1134/S1063773711060016. 
  27. ^ Langer, Norbert; Heger, Alexander; García-Segura, Guillermo (1998). “Massive Stars: The Pre-Supernova Evolution of Internal and Circumstellar Structure”. Reviews in Modern Astronomy 11: Stars and Galaxies (Hamburg) 11: 57. Bibcode:1998RvMA...11...57L. 
  28. ^ Dinh-v-Trung; Muller, S. B.; Lim, J.; Kwok, S.; Muthu, C. (2009). “Probing the Mass-Loss History of the Yellow Hypergiant IRC+10420”. The Astrophysical Journal 697: 409. Bibcode:2009ApJ...697..409D. arXiv:0903.3714. doi:10.1088/0004-637X/697/1/409. 
  29. ^ Lagadec, E.; Zijlstra, A. A.; Oudmaijer, R. D.; Verhoelst, T.; Cox, N. L. J.; Szczerba, R.; Mékarnia, D.; Van Winckel, H. (2011). “A double detached shell around a post-red supergiant: IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula”. Astronomy & Astrophysics 534: L10. Bibcode:2011A&A...534L..10L. arXiv:1109.5947. doi:10.1051/0004-6361/201117521. 
  30. ^ Benaglia, P.; Vink, J. S.; Martí, J.; Maíz Apellániz, J.; Koribalski, B.; Crowther, P. A. (2007). “Testing the predicted mass-loss bi-stability jump at radio wavelengths”. Astronomy and Astrophysics 467 (3): 1265. Bibcode:2007A&A...467.1265B. arXiv:astro-ph/0703577. doi:10.1051/0004-6361:20077139. 
  31. ^ Clark, J. S.; Negueruela, I.; González-Fernández, C. (2013). “IRAS 18357-0604 – an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?”. Astronomy & Astrophysics 561: A15. Bibcode:2014A&A...561A..15C. arXiv:1311.3956. doi:10.1051/0004-6361/201322772. 
  32. ^ Wittkowski, M.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, J. M.; Abellan, F. J.; Chiavassa, A.; Guirado, J. C. (2017). “VLTI/AMBER spectro-interferometry of the late-type supergiants V766 Cen (=HR 5171 A), σ Oph, BM Sco, and HD 206859”. Astronomy & Astrophysics 597: A9. Bibcode:2017A&A...597A...9W. arXiv:1610.01927. doi:10.1051/0004-6361/201629349. 
  33. ^ Davies, Ben; Figer, Don F.; Law, Casey J.; Kudritzki, Rolf‐Peter; Najarro, Francisco; Herrero, Artemio; MacKenty, John W. (2008). “The Cool Supergiant Population of the Massive Young Star Cluster RSGC1”. The Astrophysical Journal 676 (2): 1016–1028. Bibcode:2008ApJ...676.1016D. arXiv:0711.4757. doi:10.1086/527350. 
  34. ^ Clark, J. S.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Goodwin, S. P. (2005). “On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1”. Astronomy and Astrophysics 434 (3): 949. Bibcode:2005A&A...434..949C. arXiv:astro-ph/0504342. doi:10.1051/0004-6361:20042413. 
  35. ^ a ă Humphreys, R. M.; Weis, K.; Davidson, K.; Bomans, D. J.; Burggraf, B. (2014). “LUMINOUS AND VARIABLE STARS IN M31 AND M33. II. LUMINOUS BLUE VARIABLES, CANDIDATE LBVs, Fe II EMISSION LINE STARS, AND OTHER SUPERGIANTS”. The Astrophysical Journal 790: 48. Bibcode:2014ApJ...790...48H. arXiv:1407.2259. doi:10.1088/0004-637X/790/1/48.