HD 5980 - HD 5980

HD 5980
Hd-5980-chadra.jpg
Рентгеновский снимок Обсерватория Чандра
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеТукана
Прямое восхождение00час 59м 26.569s[1]
Склонение–72° 09′ 53.91″[1]
Видимая величина  (V)11.31[2]
Характеристики
Спектральный типLBV + WN4 + OI[3]
U − B индекс цвета−0.99[4]
B − V индекс цвета−0.18[2]
Тип переменнойLBV[5] и EA[3]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−20[6] км / с
Правильное движение (μ) РА: −3.5[1] мас /год
Декабрь: −2.4[1] мас /год
Расстояние200,000 лы
(64,000[5] ПК )
Абсолютная величина  (MV)−8.1 (−7.1/−6.8/−6.7)[7]
Орбита[6]
НачальныйHD 5980 A
КомпаньонHD 5980 B
Период (П)19,2656 ± 0,0009 сут.
Большая полуось (а)151±4 р☉
Эксцентриситет (е)0.27±0.02
Наклон (я)86°
Периастр эпоха (Т)2451424.97±0.25
Аргумент периастра (ω)
(начальный)		134±4°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		214 ± 6 км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		200 ± 6 км / с
Орбита[6]
НачальныйHD 5980 C
Период (П)96,56 ± 0,01 сут.
Эксцентриситет (е)0.815
Периастр эпоха (Т)2451183.40±0.22
Аргумент периастра (ω)
(начальный)		252±3.3[6]°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		81 ± 4 км / с
Подробности
А
Масса61[7] M☉
Радиус24[7] (21[3] – 280[8]) р☉
Яркость2,200,000[7] (2,000,000[9] – 10,000,000[8]) L☉
Температура45,000[7] (21,000 – 53,000[3]) K
Металличность [Fe / H]−1.0[5] dex
Скорость вращения (v грехя)250[10] км / с
B
Масса66[7] M☉
Радиус22[7] р☉
Яркость1,800,000[7] L☉
Температура45,000[7] K
Скорость вращения (v грехя)<400[7] км / с
Возраст2.6[7] Myr
C
Масса34[7] M☉
Радиус24[7] р☉
Яркость708,000[7] L☉
Температура34,000[7] K
Металличность [Fe / H]≅ −0.7[5] dex
Скорость вращения (v грехя)120[7] км / с
Возраст3.1[6] Myr
Прочие обозначения
HD  5980, RMC  14, Sk  78, AB 5, SMC WR5, AAVSO  0056-72
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

HD 5980 это множественная звездная система на окраине NGC 346 в Малое Магелланово Облако (SMC)[11] и является одной из самых ярких звезд в SMC.

HD 5980 имеет как минимум три компонента среди самые яркие известные звезды: необычный первичный Вольф – Райе спектр и произвел светящаяся синяя переменная (LBV) вспышка; вторичная, также звезда Вольфа – Райе, образует затмевающую спектроскопическая двойная система с главной звездой; и более далекий O-образный сверхгигант также может быть двоичным.

Открытие

HD 5980 была впервые зарегистрирована в 1901 году как первый объект в списке южных небесных объектов со специфическими спектрами. Он был описан как «Тип V», имея в виду Класс Секки для звезд с эмиссионными линиями.[12]

На первом этапе он получил официальное название HD 5980. Каталог Генри Дрейпера где ему был дан спектральный класс Oa, указывающий на сильные полосы излучения.[13] Спектральный класс был позже уточнен до Wa, когда эмиссионная линия «О» звезд была выделена в отдельный класс.[14]

Более поздние наблюдения обнаружили изменения спектра и яркости[15] и затмения,[16] но считалось, что это простой двоичный файл WR / OB. Линии поглощения в спектре, которые не двигались во время двойной орбиты, в конечном итоге привели к выводу, что HD 5980 была тройной системой с близкой затменной двойной и более удаленным сверхгигантом класса O.[17][18]

В 1993 году спектр начал меняться, а яркость увеличилась, начав резкое изменение, которое было интерпретировано как уникальный тип извержения LBV.[10] С тех пор звезда интенсивно наблюдалась и моделировалась.[5]

Составные части

NGC 346. HD 5980 - самая яркая звезда слева, чуть выше центра.

HD 5980 визуально представляет собой одиночную звезду, но в спектре видны три горячих звезды. светящийся составные части. Физические параметры трех звезд неизвестны из-за трудностей разрешения их спектров, частичное затмения, очевидные внутренние вариации с орбитальной фазой и сильная изменчивость по крайней мере одного компонента. Калибровка спектральных характеристик по физическим характеристикам, таким как температура, исторически осложнялась низким уровнем металличность объектов в СМЦ.[5]

Основная звезда, HD 5980 A, является визуально самым ярким компонентом из трех. Очевидно, это был бедный водородом WN3 -типа примерно до 1990 года, но затем произошла вспышка типа LBV, в результате которой его радиус увеличился в десять раз, а температура резко упала, так что он выглядел как гипергигант B с заметными спектральными линиями водорода. С тех пор яркость и температура стали почти такими же, как у них. Спектр линии излучения формируется в плотной звездный ветер и мало что известно о лежащих в основе фотосфера.[6]

Вторичный, HD 5980 B, также является звездой Вольфа – Райе. Он образует спектроскопический двойник с первичной A, и они вращаются друг вокруг друга каждые 19,3 дня. Параметры орбиты показывают, что две звезды примерно одинаково массивны, в пределах погрешности. Орбита наклонена к нам под углом 86 °, и частичные затмения происходят дважды за орбиту, время которых указывает на эксцентриситет 0,27. Затмения вызывают изменение общей яркости системы только на 0,2 звездной величины, но форма кривой блеска и изменения профиля линии во время затмений позволяют идентифицировать как ядро ​​звезды, так и область плотного ветра, примерно в два раза превышающую ширину звезды.[3] HD 5980 B обычно классифицируется как WN4. Спектр можно отличить от HD 5980 A только по изменению профиля некоторых широких эмиссионных линий на орбите. Некоторые водородные линии видны на излучении, но обычно сочетаются с другим широким излучением или скрыты им. Обычно считается, что узкие линии поглощения водорода не связаны с этим компонентом и не показывают одинаковые изменения лучевой скорости.[5]

Компонент C - далекая богатая водородом звезда, идентифицированная по узким линиям поглощения, которые не показывают таких же сильных изменений лучевой скорости, как широкие эмиссионные линии пары A / B. Спектры с более высоким разрешением показывают меньшие более медленные изменения лучевой скорости, и предполагается, что у самого C также есть спутник. Первичная звезда - это горячая обычная звезда, скорее всего, ранний сверхгигант O-типа. Период 96,5 дней был получен из вариаций лучевой скорости. Это в пять раз больше периода системы A / B, что позволяет предположить, что четыре звезды образуют гравитационную систему трапеций, хотя нельзя исключать, что это несвязанное случайное совпадение.[6]

Светящаяся синяя переменная

Диаграмма H-R, показывающая расположение HD 5980A относительно полосы нестабильности S Doradus и ряда более обычных LBV. Также показано вероятное местонахождение HD 5980A во время ее вспышки.

До 1990 года HD 5980 не обнаруживала значительных изменений, кроме обычных затмений. В то время она была известна только как двойная звезда WN + OB, но более поздний анализ показывает, что первичная HD 5980A показывала спектр, подобный звезде WN3. Система имела видимую визуальную величину около 11,7, а первичная составляющая, по расчетам, была немного самой яркой из трех известных компонентов.[19]

К ноябрю 1993 года спектральный класс был WN6, а яркость увеличилась примерно до 10,9. Линии поглощения в спектре больше не обнаруживались. В конце 1993 года яркость увеличивалась на несколько недель до 10-й звездной величины, а спектральный класс достиг WN8, прежде чем яркость быстро упала до 11-й звездной величины.[19] В июне 1994 года звезда начала остывать и снова становиться ярче. В сентябре она достигла пика звездной величины 8,6 и была самой яркой звездой в SMC, но в это точное время нет спектров. Вскоре после пика он был классифицирован как WN11.[20] В ноябре спектр считался B1,5Ia.+, синий гипергигант с сильными линиями водорода и ионизированного металла в эмиссии или с Профили P Cygni. B1.5Ia+ спектральный класс очень похож на WN11, с более низкими уровнями ионизации и более сильным поглощением в профиле P Лебедя в некоторых линиях, что указывает на несколько более низкую температуру при изменении звездного ветра. Через месяц яркость немного уменьшилась, и спектр показал повышение температуры. В течение года яркость упала до 11-й величины, а спектр вернулся к WN6.[21]

После вспышки яркость упала примерно до 11,3 звездной величины, и HD 5980 A показывает спектр WN4 / 5. Одно исследование предполагает увеличение светимости в 3–6 раз до 10,000,000 раз больше Солнца (L☉) на пике,[8] но это может быть просто из-за различных методов анализа, и другие находят довольно стабильную светимость в несколько миллионовL☉.[22]

Более ранняя вспышка могла произойти около 1960 года, и предлагается 40-летний цикл. Микровариации с 30-минутной шкалой времени также наблюдались, когда HD 5980A находится в фазе покоя. Причины вариаций большой амплитуды и извержений не изучены, но предполагается, что большие извержения запускаются, когда звезда расширяется в достаточной степени во время нормальной вспышки LBV, чтобы вызвать сильное взаимодействие с близким двойным спутником.[10]

Хотя HD 5980 рассматривается как LBV, он не следует обычной схеме, которая была бы эффективной температурой во время вспышки около 8 500K и спектром типа A. Предполагается, что близкий спутник заставляет эту конкретную звезду проявлять нестабильность типа LBV при гораздо более высоких температурах. Звезда романо и Вар 83 могут быть похожи, а малоизученные Вар 2 еще горячее, все они в M33.

Эволюция

Малое Магелланово Облако. NGC 346: самое яркое красное пятно рядом с центром (очень яркий объект внизу кадра - NGC 362 ).

Текущее эволюционное состояние и будущее развитие звезд HD 5980 весьма неопределенно. Звезды не могут быть разделены визуально, и их спектры в значительной степени смешаны, поэтому точные химические и физические свойства звезд подвержены большой погрешности. Звезды в Малом Магеллановом Облаке имеют низкую металличность, и это влияет на процесс звездной эволюции, особенно для массивных звезд. Низкая металличность снижает скорость потери массы. Одним из следствий этого является то, что звезды Вольфа – Райе встречаются нечасто: большая часть массивных звезд взрывается как сверхновые, прежде чем потерять достаточно массы, чтобы стать звездой Вольфа – Райе. Только звезды массивнее 45M☉ (или выше[23]) станут звездами WR в SMC, а в Млечном Пути - звездами выше 25M☉ Сделай так.[24] Только 12 звезд WR известны в SMC, 11 звезд типа WN и 1 WO, все они массивные и светящиеся по сравнению с Млечным путем Вольфа – Райца, и более половины имеют массивных спутников.[9] / 589,000[5] Звезды SMC WR имеют относительно ранние спектральные классы для своих температур, опять же из-за низкой металличности. Помимо HD 5980, последний спектральный класс Вольфа – Райе в SMC - это WN4. Все SMC Вольфа – Райе, за одним исключением, показывают некоторое поглощение в своем спектре, что указывает на звезду O-типа с температурой, аналогичной температуре Вольфа – Райе. В некоторых случаях O-компаньон действительно существует, но предполагается, что звездные ветры Вольфа – Райе достаточно слабы при металличности SMC, чтобы в спектре можно было увидеть некоторое фотосферное поглощение.[25]

Компонент C, скорее всего, относительно нормальная звезда O-типа. Его классифицировали по разным категориям от O4 до O7, предположительно как сверхгиганта. Таким образом, она лишь немного эволюционирует от главной последовательности, скорее всего, все еще синтезируя водород в ядре, и может следовать довольно типичному пути эволюции одиночной звезды. Его спутник неизвестен, но в настоящее время слишком удален, чтобы оказать сильное влияние на его эволюцию.[3]

Текущее эволюционное состояние компонентов двойной WR менее ясно. Они находятся на близкой орбите, но полностью отделены друг от друга, хотя вполне возможно, что массоперенос происходил в прошлом, когда та или иная звезда расширялась. LBV была оценена больше, чем расстояние между орбитами на пике ее вспышки, хотя фактически это всего лишь псевдофотосфера, образованная выброшенным материалом. Ранняя классификация WN с небольшим количеством водорода в спектре обычно связана с высокоразвитыми звездами, горящими гелием с малой массой, которые приближаются к концу своей жизни, но компоненты HD 5980 - это массивные светящиеся звезды. Спектральные классы звезд Вольфа – Райе с низкой металличностью, например, в SMC, нельзя напрямую сопоставить со звездами с более высокой металличностью, и это затрудняет интерпретацию их эволюционного состояния. Квазихимически однородная эволюция очень массивных звезд может приблизительно воспроизводить состояние компонентов A и B как звезд, только что удаляющихся от главной последовательности, но при металличности SMC для этого требуется вращение, близкое к критическому, чтобы вызвать достаточное перемешивание.[6][26]

Были разработаны две модели эволюции двойных систем, воспроизводящие текущее состояние системы. В первой модели две звезды начальных масс 90M☉ и 80M☉ были созданы с начальным периодом обращения 12 дней и начальной скоростью вращения 500 км / с. Спустя ~ 3,1 миллиона лет было обнаружено, что звезды имеют орбитальный период 19,2d, а массы и светимость аналогичны тем, которые получены из недавних наблюдений.[27] Переноса массы не произошло, потому что звезды следуют квазихимическим эволюционным вычислениям. Во второй модели начальные массы двух звезд составляли 150M☉ и 75M☉ на 16-дневной орбите 160р☉ Кроме. Через 2,3 миллиона лет более массивная звезда начинает выходить за пределы своей roche lobe и быстро переводит 25M☉ к меньшей звезде. Мы наблюдаем систему через 2,6 миллиона лет. Детали модели, очевидно, неточны из-за крайне нестабильного поведения первичной обмотки, наблюдаемого в течение последнего столетия.[7]

Звезды Вольфа – Райе взрываются при коллапсе ядра типа Ib / c сверхновые когда они полностью сплавили элементы до утюга. В зависимости от массы ядра в момент коллапса они оставят черную дыру или остаток нейтронной звезды. Ожидается, что звезды SMC Вольфа – Райе будут относительно массивными и относительно недолговечными, оставив после себя черные дыры. Они также являются хорошими кандидатами на гамма-всплески если они вращаются достаточно быстро.[26]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d Hog, E .; Кузьмин А .; Bastian, U .; Fabricius, C .; Куимов, К .; Lindegren, L .; Макаров, В. В .; Розер, С. (1998). "Справочный каталог TYCHO". Астрономия и астрофизика. 335: L65. Bibcode:1998A & A ... 335L..65H.
  2. ^ а б Høg, E .; Fabricius, C .; Макаров, В. В .; Городской, С .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). «Каталог« Тихо-2 »2,5 миллиона ярчайших звезд». Астрономия и астрофизика. 355: L27. Bibcode:2000A и A ... 355L..27H. Дои:10.1888/0333750888/2862. ISBN  0333750888.
  3. ^ а б c d е ж Foellmi, C .; Кенигсбергер, Г.; Георгиев, Л .; Толедано, О .; Марченко, С. В .; Massey, P .; Dall, T. H .; Moffat, A. F. J .; Morrell, N .; Corcoran, M .; Кауфер, А .; Nazé, Y .; Pittard, J .; Сент-Луис, штат Нью-Йорк; Фуллертон, А .; Massa, D .; Поллок, А. М. Т. (2008). «Новое понимание природы двоичного файла SMC WR / LBV HD 5980». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 44: 3–27. arXiv:0711.4858. Bibcode:2008RMxAA..44 .... 3F.
  4. ^ Арп, Х. (1960). «Фотометрия южного полушария. VIII. Цефеиды в Малом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал. 65: 404. Bibcode:1960AJ ..... 65..404A. Дои:10.1086/108284.
  5. ^ а б c d е ж грамм час Георгиев, Леонид; Кенигсбергер, Глория; Хиллер, Д. Джон; Моррелл, Нидия; Барба, Родольфо; Гамен, Роберто (2011). "Структура ветра и вариации светимости в переменной Вольфа-Райе / Luminous Blue HD 5980". Астрономический журнал. 142 (6): 191. Bibcode:2011AJ .... 142..191G. Дои:10.1088/0004-6256/142/6/191.
  6. ^ а б c d е ж грамм час Кенигсбергер, Глория; Моррелл, Нидия; Хиллер, Д. Джон; Гамен, Роберто; Schneider, Fabian R.N .; Гонсалес-Хименес, Николас; Лангер, Норберт; Барба, Родольфо (2014). «Множественная система HD 5980: массы и эволюционный статус». Астрономический журнал. 148 (4): 62. arXiv:1408.0556. Bibcode:2014AJ .... 148 ... 62K. Дои:10.1088/0004-6256/148/4/62.
  7. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п q Шенар, Т .; Hainich, R .; Todt, H .; Сандер, А .; Hamann, W.-R .; Moffat, A. F. J .; Eldridge, J. J .; Pablo, H .; Оскинова, Л. М .; Ричардсон, Н. Д. (2016). "Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке: II. Анализ двойных систем". Астрономия и астрофизика. 1604: A22. arXiv:1604.01022. Bibcode:2016A&A ... 591A..22S. Дои:10.1051/0004-6361/201527916.
  8. ^ а б c Дриссен, Лоран; Crowther, Paul A .; Смит, Линда Дж .; Роберт, Кармель; Рой, Жан-Рене; Хиллер, Д. Джон (2001). «Физические параметры извержения светящихся голубых переменных: NGC 2363-V1, пойманная в действии». Астрофизический журнал. 546 (1): 484–495. arXiv:astro-ph / 0008221. Bibcode:2001ApJ ... 546..484D. Дои:10.1086/318264.
  9. ^ а б Пасеманн, Диана; Рюлинг, Юте; Хаманн, Вольф-Райнер (2011). «Спектральный анализ звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Société Royale des Sciences de Liège. 80: 180–184. Bibcode:2011BSRSL..80..180P.
  10. ^ а б c Кенигсбергер, Глория; Георгиев, Леонид; Хиллер, Д. Джон; Моррелл, Нидия; Барба, Родольфо; Гамен, Роберто (2010). "~ 40-летний цикл изменчивости в светящейся голубой переменной / двоичной системе Вольфа-Райе HD 5980?". Астрономический журнал. 139 (6): 2600–2611. Bibcode:2010AJ .... 139.2600K. Дои:10.1088/0004-6256/139/6/2600.
  11. ^ Nazé, Y .; и другие. (Ноябрь 2002 г.). "Рентгеновское исследование поля NGC 346 в Малом Магеллановом облаке I. Светящаяся голубая переменная HD 5980 и скопление NGC 346". Астрофизический журнал. 580 (1): 225–234. arXiv:astro-ph / 0208289. Bibcode:2002ApJ ... 580..225N. Дои:10.1086/343079.
  12. ^ Пикеринг, Э. С .; Флеминг, У. П. (1901). «Объекты со своеобразным спектром». Астрофизический журнал. 14: 144. Bibcode:1901ApJ .... 14..144P. Дои:10.1086/140844.
  13. ^ Кэннон, Энни Дж .; Пикеринг, Эдвард С. (1918). "Каталог Генри Дрейпера 0h, 1h, 2h и 3h". Анналы обсерватории Гарвардского колледжа. 91: 1. Bibcode:1918АнХар..91 .... 1С.
  14. ^ Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд О». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа. 878: 1. Bibcode:1930БХарО.878 .... 1П.
  15. ^ Feast, M.W .; Теккерей, A.D .; Весселинк, А. Дж. (1960). «Самые яркие звезды в Магеллановых облаках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 121 (4): 337–385. Bibcode:1960МНРАС.121..337Ф. Дои:10.1093 / минрас / 121.4.337.
  16. ^ Хоффман, М .; Stift, M. J .; Моффат, А. Ф. Дж. (1978). "Затменное маленькое Магелланово облако двойная HD 5980 Вольфа-Райе". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 90: 101. Bibcode:1978PASP ... 90..101H. Дои:10.1086/130287.
  17. ^ Niemela, V. S .; Barba, R.H .; Morrell, N.I .; Корти, М. (1997). «Двоичная система HD 5980: компоненты и спектральные типы». Светящиеся голубые переменные: массивные звезды в переходный период. Серия конференций ASP; Vol. 120; 1997; Эд. Антонелла Нота и Хенни Ламерс (1997). 120: 222. Bibcode:1997ASPC..120..222N.
  18. ^ Кенигсбергер, Г. (2004). "О природе затменной двоичной системы LBV / WR HD 5980". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 40: 107. Bibcode:2004RMxAA..40..107К.
  19. ^ а б Moffat, A. F. J .; Марченко, С. В .; Bartzakos, P .; Niemela, V. S .; Черрути, М. А .; Magalhaes, A.M .; Balona, ​​L .; Сент-Луис, штат Нью-Йорк; Seggewiss, W .; Ламонтань Р. (1998). "Luminous Eclipsing SMC OB + WN Binary HD 5980 до и во время недавней LBV-подобной вспышки: экстремальный случай встречных ветров". Астрофизический журнал. 497 (2): 896–911. Bibcode:1998ApJ ... 497..896M. Дои:10.1086/305475.
  20. ^ Heydari-Malayeri, M .; Rauw, G .; Эсслингер, О. (1997). «Спектр HD 5980, подобный WN 11, во время ранних стадий извержения 1994 года». Светящиеся голубые переменные: массивные звезды в переходный период. Серия конференций ASP; Vol. 120; 1997; Эд. Антонелла Нота и Хенни Ламерс (1997). 120: 243. Bibcode:1997ASPC..120..243H.
  21. ^ Кенигсбергер, Глория; Шор, Стив; Guinan, Ed; Ауэр, Лоуренс (1996). «Извергающаяся двойная HD 5980 Вольфа-Райе в Малом Магеллановом облаке: спектральный переход от B1,5Ia (+) к WN6 и сопутствующая кривая блеска». Семинар по встречным ветрам в двойных звездах в честь Хорхе Сахаде. 5: 92. Bibcode:1996RMxAC ... 5 ... 92К.
  22. ^ Koenigsberger, G .; Auer, L.H .; Георгиев, Л .; Гуинан, Э. (1998). "Вариации скорости ветра в светящейся голубой извергающейся звезде переменного типа двойной HD 5980 Вольфа-Райе". Астрофизический журнал. 496 (2): 934–945. Bibcode:1998ApJ ... 496..934K. Дои:10.1086/305398.
  23. ^ Георгий, Ц .; Ekström, S .; Eggenberger, P .; Meynet, G .; Haemmerlé, L .; Maeder, A .; Гранада, А .; Groh, J. H .; Hirschi, R .; Mowlavi, N .; Юсоф, Н .; Charbonnel, C .; Декрессин, Т .; Барблан, Ф. (2013). «Сетки звездных моделей с вращением». Астрономия и астрофизика. 558: A103. arXiv:1308.2914. Bibcode:2013A и A ... 558A.103G. Дои:10.1051/0004-6361/201322178.
  24. ^ Foellmi, C .; Moffat, A. F. J .; Герреро, М. А. (2003). "Двойные системы Вольф - Райе в Магеллановых Облаках и их значение для эволюции массивных звезд - I. Малое Магелланово Облако". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 338 (2): 360–388. Bibcode:2003МНРАС.338..360Ф. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06052.x.
  25. ^ Мэсси, Филипп; Olsen, K. A. G .; Паркер, Дж. Вм. (2003). «Открытие 12-й звезды Вольф-Райе в Малом Магеллановом облаке». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 115 (813): 1265–1268. arXiv:astro-ph / 0308237. Bibcode:2003PASP..115.1265M. Дои:10.1086/379024.
  26. ^ а б Юн, С.-К .; Лангер, Н. (2005). «Эволюция быстро вращающихся массивных звезд с низким содержанием металлов в сторону гамма-всплесков». Астрономия и астрофизика. 443 (2): 643–648. arXiv:Astro-ph / 0508242. Bibcode:2005A & A ... 443..643Y. Дои:10.1051/0004-6361:20054030.
  27. ^ Koenigsberger, G .; Morrell, N .; Hillier, D.J .; Gamen, R .; Schneider, F .; González-Jiménez, N .; Langer, N .; Барба, Р. (2014). «Множественная система HD 5980: массы и эволюционный статус». Астрономический журнал. 148 (4): 13. arXiv:1408.0556. Bibcode:2014AJ .... 148 ... 62K. Дои:10.1088/0004-6256/148/4/62.

внешняя ссылка