Желтый гипергигант - Yellow hypergiant

Внутренние типы переменных в Диаграмма Герцшпрунга – Рассела показаны Желтые гипергиганты над Цефеидой (т.е. более яркими, чем) полоса нестабильности

А желтый гипергигант (YHG) является массивным звезда с расширенным атмосфера, а спектральный класс от A до K, и, начиная с начальной массы около 20–60 солнечные массы потерял половину этой массы. Они являются одними из самых ярких звезд с абсолютная величина (MV) около −9, но также один из самых редких - всего 15 известных в Млечный Путь и шесть из них всего за единый кластер. Их иногда называют крутыми гипергиганты по сравнению со звездами O- и B-типов, а иногда и как теплые гипергиганты по сравнению с красными сверхгиганты.

Классификация

Термин «гипергигант» использовался еще в 1929 году, но не для звезд, известных в настоящее время как гипергиганты.[1] Гипергиганты определяются своим "0" класс светимости, и имеют большую светимость, чем самые яркие сверхгиганты класса Ia,[2] хотя до конца 1970-х их не называли гипергигантами.[3] Другой критерий гипергигантов был также предложен в 1979 году для некоторых других очень ярких, теряющих массу горячих звезд:[4] но не применялся к более холодным звездам. В 1991 г. Ро Кассиопеи был первым, кого описали как желтый гипергигант,[5] вероятно, будет сгруппирован как новый класс светящихся звезд во время дискуссий на Солнечная физика и астрофизика с интерферометрическим разрешением мастерская 1992 г.[6]

Определение термина гипергигант остается расплывчатым, и хотя класс светимости 0 предназначен для гипергигантов, они чаще обозначаются альтернативными классами светимости Ia-0 и Ia.+.[7] Их большая звездная светимость определяется по различным спектральным характеристикам, чувствительным к поверхностной гравитации, таким как ширина линии Hβ у горячих звезд или сильная Бальмеровский разрыв в более прохладных звездах. Более низкая поверхностная сила тяжести часто указывает на более крупные звезды и, следовательно, более высокую светимость.[8] В более холодных звездах сила наблюдаемых линий кислорода, таких как O I на 777,4 нм, может использоваться для калибровки непосредственно по светимости звезды.[9]

Одним из астрофизических методов, используемых для окончательной идентификации желтых гипергигантов, является так называемый Кинан-Смолински критерий. Здесь все линии поглощения должны быть сильно уширены, сверх ожидаемых яркий сверхгигант звезд, а также демонстрируют убедительные доказательства значительной потери массы. Кроме того, по крайней мере, один расширенный Hα компонент также должен присутствовать. Они также могут отображать очень сложные профили Hα, обычно с сильными линиями излучения в сочетании с линиями поглощения.[10]

Терминология желтых гипергигантов еще более усложняется тем, что их называют холодными или теплыми гипергигантами, в зависимости от контекста. Холодные гипергиганты относятся ко всем достаточно ярким и нестабильным звездам, более холодным, чем голубые гипергиганты и LBV, включая как желтые, так и красные гипергиганты.[11] Термин теплые гипергиганты использовался для очень ярких звезд класса A и F в M31 и M33, которые не являются LBV,[12] а также в более общем плане для желтых гипергигантов.[13]

Характеристики

Визуальная кривая блеска для ρ Кассиопеи с 1933 по 2015 год

Желтые гипергиганты занимают область Диаграмма Герцшпрунга – Рассела выше полоса нестабильности, область, где встречается относительно немного звезд и где эти звезды обычно нестабильны. Спектральный и температурный диапазоны составляют примерно A0-K2 и 4000–8000K соответственно. С высокотемпературной стороны территория ограничена Желтая эволюционная пустота где звезды этой светимости становятся крайне нестабильными и испытывают серьезную потерю массы. «Желтая эволюционная пустота» отделяет желтых гипергигантов от светящиеся синие переменные хотя желтые гипергиганты в их самых горячих и светящиеся синие переменные в самых холодных могут иметь примерно одинаковую температуру около 8000 К. На нижней границе температуры желтые гипергиганты и красные сверхгиганты четко не разделены; RW Cephei (примерно 4000 К, 295 000L☉ ) является примером звезды, которая имеет общие характеристики как желтых гипергигантов, так и красных сверхгигантов.[14][15]

Желтые гипергиганты имеют довольно узкий диапазон светимости выше 200000.L☉ (например. V382 Кили на 212 000L☉) и ниже предела Хамфри-Дэвидсона на отметке около 600000L☉. С их максимальной яркостью в середине видимого диапазона, это самые яркие звезды, известные с абсолютной звездной величиной около -9 или -9,5.[5]

Они большие и несколько нестабильные, с очень низкой поверхностной плотностью. Где желтые сверхгиганты имеют поверхностную гравитацию (log g) ниже примерно 2, желтые гипергиганты имеют log g около нуля. Кроме того, они нерегулярно пульсируют, вызывая небольшие колебания температуры и яркости. Это приводит к очень высоким темпам потери массы, а туманности - обычное явление для звезд.[16] Случайные более крупные вспышки могут временно скрыть звезды.[17]

Желтые гипергиганты образуются из массивных звезд после того, как они отошли от главной последовательности. Большинство наблюдаемых желтых гипергигантов прошли через фазу красных сверхгигантов и снова эволюционируют в сторону более высоких температур, но некоторые из них видны при кратком первом переходе от главной последовательности к красному сверхгиганту. Сверхгиганты с начальной массой менее 20M☉ взорвется как сверхновая, будучи красными сверхгигантами, а звезды массивнее 60M☉ никогда не остынет выше температур голубых сверхгигантов. Точные диапазоны масс зависят от металличность и вращение.[18] Желтые сверхгиганты, остывающие впервые, могут быть массивными звездами до 60M☉ или больше,[15] но звезды пост-красных сверхгигантов потеряют примерно половину своей начальной массы.[19]

Химически большинство желтых гипергигантов демонстрируют сильное усиление поверхности азот а также натрий и некоторые другие тяжелые элементы. Углерод и кислород истощаются, а гелий усиливается, как и ожидалось для звезды после главной последовательности.

Эволюция

Желтые гипергиганты явно вышли из основной последовательности и, таким образом, истощили водород в своих ядрах. Постулируется, что большинство желтых гипергигантов пост-красные сверхгиганты развивающаяся голубая сторона,[14] в то время как более стабильные и менее светящиеся желтые сверхгиганты, вероятно, впервые эволюционируют в красные сверхгиганты. Существуют сильные химические и поверхностные доказательства того, что самый яркий из желтых сверхгигантов, HD 33579, в настоящее время расширяется от синего сверхгиганта до красного сверхгиганта.[15]

Эти звезды вдвойне редки, потому что они очень массивные, изначально горячие звезды главной последовательности класса O, более чем в 15 раз массивнее Солнца, а также потому, что они проводят всего несколько тысяч лет в фазе нестабильной желтой пустоты своей жизни. . Фактически, трудно объяснить даже небольшое количество наблюдаемых желтых гипергигантов по сравнению с красными сверхгигантами сопоставимой светимости с помощью простых моделей звездной эволюции. Самые светящиеся красные сверхгиганты могут выполнять несколько «синих петель», сбрасывая большую часть своей атмосферы, но фактически никогда не достигая стадии синего сверхгиганта, причем каждый из них занимает самое большее несколько десятилетий. И наоборот, некоторые кажущиеся желтые гипергиганты могут быть более горячими звездами, например, «отсутствующие» LBV, замаскированные в холодной псевдофотосфере.[14]

Недавние открытия голубых сверхгигантов-предшественников сверхновых также подняли вопрос о том, могут ли звезды взорваться прямо со стадии желтого гипергиганта.[20] Было обнаружено несколько возможных предшественников желтых сверхгигантов сверхновых, но все они, похоже, имеют относительно низкую массу и светимость, а не гипергиганты.[21][22] SN 2013cu является сверхновой типа IIb, предшественник которой был непосредственно и четко изучен. Это была эволюционировавшая звезда около 8000 К, показывающая резкую потерю массы материала, обогащенного гелием и азотом. Хотя светимость неизвестна, только желтый гипергигант или светящаяся синяя переменная во вспышке будет обладать этими свойствами.[23]

Современные модели предполагают, что звезды с определенным диапазоном масс и скоростей вращения могут взорваться как сверхновые никогда больше не становясь голубыми сверхгигантами, но многие в конечном итоге пройдут прямо через желтую пустоту и станут маломассивными с низкой светимостью светящиеся синие переменные и возможно Звезды Вольфа – Райе после того.[24] В частности, более массивные звезды и звезды с более высокими темпами потери массы из-за вращения или высокой металличности будут эволюционировать после стадии желтого гипергиганта до более высоких температур, прежде чем достигнут коллапса ядра.[25]

Структура

IRAS 17163-3907 желтый гипергигант, который ясно показывает изгнанный материал, который, вероятно, окружает всех желтых гипергигантов.

Согласно современным физическим моделям звезд, желтый гипергигант должен обладать конвективный ядро окружено радиационный зона, в отличие от звезды размером с Солнце, которая состоит из радиационного ядра, окруженного конвективная зона.[26] Благодаря исключительной яркости и внутренней структуре,[27] желтые гипергиганты страдают высокими темпами потери массы[28] и обычно окружены конвертами из выброшенного материала. Примером туманностей, которые могут возникнуть в результате, является IRAS 17163-3907, известное как жареное яйцо, которое всего за несколько сотен лет выбросило несколько солнечных масс вещества.[29]

Желтый гипергигант - ожидаемая фаза эволюции, поскольку самые яркие красные сверхгиганты развиваются в сторону голубых сторон, но они также могут представлять собой звезды другого типа. У LBV во время извержения дуют такие плотные ветры, что они образуют псевдофотосферу, которая выглядит как более холодная звезда, несмотря на то, что находящийся под ней синий сверхгигант практически не изменился. Наблюдается, что они имеют очень узкий диапазон температур около 8000 К. Во время скачка бистабильности, который происходит около 21000К, голубые сверхгигантские ветры становятся в несколько раз плотнее и могут привести к еще более холодной псевдофотосфере. Сразу под светимостью, где скачок бистабильности пересекает границу светимости, LBV не наблюдается. Полоса нестабильности S Doradus (не путать с Полоса нестабильности цефеид ), но предполагается, что они существуют и выглядят как желтые гипергиганты из-за своих псевдофотосфер.[30]

Известные желтые гипергиганты

Желтый гипергигант HR 5171 A в виде ярко-желтой звезды в центре изображения.
Представление художника о двойной системе, содержащей желтый гипергигант HR 5171 А

В Вестерлунд 1:[35]

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

В других галактиках:

Рекомендации

  1. ^ Валленквист, Aå (1929). «Попытка определить средние массы звезд в шаровом скоплении M 3». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов. 5: 67. Bibcode:1929BAN ..... 5 ... 67Вт.
  2. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с изложением спектральной классификации». Чикаго. Bibcode:1943assw.book ..... M.
  3. ^ Де Ягер, Корнелис (1980). «Основные наблюдательные характеристики наиболее ярких звезд». Самые яркие звезды. С. 18–56. Дои:10.1007/978-94-009-9030-2_2. ISBN  978-90-277-1110-6.
  4. ^ Льоренте де Андрес, Ф .; Ламерс, Х. Дж. Г. Л. М .; Мюллер, Э.А. (1979). "Блокирование линий в ближнем ультрафиолетовом спектре звезд ранних типов - Часть вторая - Зависимость от спектрального типа и светимости нормальных звезд". Дополнение по астрономии и астрофизике. 38: 367. Bibcode:1979A & AS ... 38..367L.
  5. ^ а б Zsoldos, E .; Перси, Дж. Р. (1991). «Фотометрия желтых полурегулярных переменных - Rho Cassiopeiae». Астрономия и астрофизика. 246: 441. Bibcode:1991A&A ... 246..441Z. ISSN  0004-6361.
  6. ^ Де Ягер, Корнелис; Nieuwenhuijzen, Ханс (1992). «Желтая гипергигантская интерферометрия: ключ к пониманию эволюционной нестабильности». В ЕКА. 344: 109. Bibcode:1992ESASP.344..109D.
  7. ^ Achmad, L .; Ламерс, Х. Дж. Г. Л. М .; Nieuwenhuijzen, H .; Ван Гендерен, А. М. (1992). «Фотометрическое исследование гипергиганта G0-4 Ia (+) HD 96918 (V382 Carinae)». Астрономия и астрофизика. 259: 600. Bibcode:1992 А и А ... 259..600 А. ISSN  0004-6361.
  8. ^ Napiwotzki, R .; Schoenberner, D .; Венске, В. (1993). «Об определении эффективной температуры и поверхностной силы тяжести звезд B, A и F с помощью бета-фотометрии Stromgren UVBY». Астрономия и астрофизика. 268: 653. Bibcode:1993A & A ... 268..653N. ISSN  0004-6361.
  9. ^ Арельяно Ферро, А .; Giridhar, S .; Рохо Арельяно, Э. (2003). «Пересмотренная калибровка взаимосвязи MV-W (OI 7774) с использованием данных Hipparcos: ее применение к цефеидам и эволюционировавшим звездам». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 39: 3. arXiv:Astro-ph / 0210695. Bibcode:2003RMxAA..39 .... 3А.
  10. ^ а б c d е Де Ягер, К. (1998). «Желтые гипергиганты». Обзор астрономии и астрофизики. 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A и ARv ... 8..145D. Дои:10.1007 / s001590050009.
  11. ^ Lobel, A .; Де Ягер, К .; Ньювенхейзен, Х. (2013). «Долгосрочный спектроскопический мониторинг холодных гипергигантов HR 8752, IRC + 10420 и 6 Cas около желтой эволюционной пустоты». 370 лет астрономии в Утрехте. Материалы конференции, состоявшейся 2–5 апреля. 470: 167. Bibcode:2013ASPC..470..167L.
  12. ^ Хамфрис, Роберта М .; Дэвидсон, Крис; Грэммер, Скайлер; Ниланд, Натан; Мартин, Джон С .; Вайс, Керстин; Бургграф, Биргитта (2013). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. I. Теплые гипергиганты и эволюция после красных сверхгигантов». Астрофизический журнал. 773 (1): 46. arXiv:1305.6051. Bibcode:2013ApJ ... 773 ... 46H. Дои:10.1088 / 0004-637X / 773/1/46. S2CID  118413197.
  13. ^ Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта М .; Джонс, Терри Дж .; Маренго, Массимо; Герц, Роберт Д .; Хелтон, Л. Эндрю; Хоффманн, Уильям Ф .; Скемер, Эндрю Дж .; Хинц, Филип М. (2016). «Поиск холодной пыли в диапазоне от среднего до дальнего инфракрасного: Истории потери массы гипергигантов μ Cep, VY CMa, IRC + 10420 и ρ Cas». Астрономический журнал. 151 (3): 51. arXiv:1512.01529. Bibcode:2016AJ .... 151 ... 51S. Дои:10.3847/0004-6256/151/3/51. S2CID  119281306.
  14. ^ а б c Stothers, R. B .; Чин, К. В. (2001). "Желтые гипергиганты как динамически нестабильные звезды после красных сверхгигантов". Астрофизический журнал. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ ... 560..934S. Дои:10.1086/322438.
  15. ^ а б c Nieuwenhuijzen, H; де Ягер, С. (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три эволюционно критических гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420». Астрономия и астрофизика. 353: 163–176. Bibcode:2000А и А ... 353..163Н.
  16. ^ Lobel, A .; Израильский, G .; de Jager, C .; Мусаев, Ф .; Паркер, Дж. В .; Маврогиоргу, А. (1998). «Спектральная изменчивость холодного гипергиганта rho Cassiopeiae». Астрономия и астрофизика. 330: 659–675. Bibcode:1998A & A ... 330..659L.
  17. ^ Лобель; Стефаник; Торрес; Дэвис; Ильин; Розенбуша (2003). «Спектроскопия вспышки тысячелетия и недавняя изменчивость желтого гипергиганта Rho Cassiopeiae». Звезды как солнца: активность. 219: 903. arXiv:astro-ph / 0312074. Bibcode:2004IAUS..219..903L.
  18. ^ Groh, Jose H .; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрём, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и предшественников гамма-всплесков: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A & A ... 558A.131G. Дои:10.1051/0004-6361/201321906. S2CID  84177572.
  19. ^ Гесицки, К. (1992). "Моделирование околозвездных линий BAII для гипергиганта Rho-Cassiopeiae". Астрономия и астрофизика. 254: 280. Bibcode:1992 A&A ... 254..280G.
  20. ^ Langer, N .; Norman, C.A .; Де Котер, А .; Vink, J. S .; Cantiello, M .; Юн, С.-С. (2007). «Создание пар сверхновых на низком и большом красном смещении». Астрономия и астрофизика. 475 (2): L19. arXiv:0708.1970. Bibcode:2007A & A ... 475L..19L. Дои:10.1051/0004-6361:20078482. S2CID  53516453.
  21. ^ Георгий, К. (2012). «Желтые сверхгиганты как предки сверхновых: указание на сильную потерю массы для красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика. 538: L8 – L2. arXiv:1111.7003. Bibcode:2012A & A ... 538L ... 8G. Дои:10.1051/0004-6361/201118372. S2CID  55001976.
  22. ^ Maund, J. R .; Fraser, M .; Эргон, М .; Пасторелло, А .; Smartt, S.J .; Sollerman, J .; Benetti, S .; Botticella, M. -T .; Bufano, F .; Danziger, I.J .; Kotak, R .; Magill, L .; Стивенс, А. В .; Валенти, С. (2011). «Желтый сверхгигант - прародитель сверхновой типа II 2011dh в M51». Астрофизический журнал. 739 (2): L37. arXiv:1106.2565. Bibcode:2011ApJ ... 739L..37M. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 739/2 / L37. S2CID  118993104.
  23. ^ Гро, Хосе Х. (2014). «Ранние спектры сверхновых звезд и их ветров-предшественников». Астрономия и астрофизика. 572: L11. arXiv:1408.5397. Bibcode:2014A & A ... 572L..11G. Дои:10.1051/0004-6361/201424852. S2CID  118935040.
  24. ^ Smith, N .; Vink, J. S .; Де Котер, А. (2004). «Недостающие светящиеся синие переменные и бистабильный скачок». Астрофизический журнал. 615 (1): 475–484. arXiv:Astro-ph / 0407202. Bibcode:2004ApJ ... 615..475S. Дои:10.1086/424030. S2CID  17904692.
  25. ^ Чиффи, Алессандро; Лимонги, Марко (2013). «Предсверхновая эволюция вращающихся звезд солнечной металличности в диапазоне масс 13–120M☉ и их взрывной выход». Астрофизический журнал. 764 (1): 21. Bibcode:2013ApJ ... 764 ... 21C. Дои:10.1088 / 0004-637X / 764/1/21.
  26. ^ Фадеев, Ю.А. (2011). «Пульсационная неустойчивость желтых гипергигантов». Письма об астрономии. 37 (6): 403–413. arXiv:1102.3810. Bibcode:2011AstL ... 37..403F. Дои:10.1134 / S1063773711060016. S2CID  118642288.
  27. ^ Лангер, Норберт; Хегер, Александр; Гарсия-Сегура, Гильермо (1998). Райнхард Э. Шилике (ред.). "Массивные звезды: эволюция внутренней и околозвездной структуры перед сверхновой". Обзоры в Modern Astronomy 11: Stars and Galaxies. Гамбург. 11: 57. Bibcode:1998RvMA ... 11 ... 57L.
  28. ^ Динь-в-Чунг; Muller, S. B .; Lim, J .; Kwok, S .; Мутху, К. (2009). «Исследование истории потери массы желтого гипергиганта IRC + 10420». Астрофизический журнал. 697 (1): 409–419. arXiv:0903.3714. Bibcode:2009ApJ ... 697..409D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 697/1/409. S2CID  16971892.
  29. ^ Lagadec, E .; Zijlstra, A. A .; Oudmaijer, R.D .; Verhoelst, T .; Кокс, Н. Л. Дж .; Szczerba, R .; Mékarnia, D .; Ван Винкель, Х. (2011). "Двойная отделенная оболочка вокруг пост-красного сверхгиганта: IRAS 17163-3907, туманность Жареное Яйцо". Астрономия и астрофизика. 534: L10. arXiv:1109.5947. Bibcode:2011A & A ... 534L..10L. Дои:10.1051/0004-6361/201117521. S2CID  55754316.
  30. ^ Benaglia, P .; Vink, J. S .; Martí, J .; Maíz Apellániz, J .; Корибальский, Б .; Кроутер, П. А. (2007). «Тестирование предсказанного скачка би-стабильности потери массы на радиоволнах». Астрономия и астрофизика. 467 (3): 1265. arXiv:Astro-ph / 0703577. Bibcode:2007A & A ... 467.1265B. Дои:10.1051/0004-6361:20077139. S2CID  14601449.
  31. ^ Keenan, P.C .; Макнил, Р. К. (1989). «Каталог Perkins обновленных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 71: 245. Bibcode:1989ApJS ... 71..245K. Дои:10.1086/191373.
  32. ^ Clark, J. S .; Negueruela, I .; Гонсалес-Фернандес, К. (2013). «IRAS 18357-0604 - аналог желтого галактического гипергиганта IRC +10420?». Астрономия и астрофизика. 561: A15. arXiv:1311.3956. Bibcode:2014A и A ... 561A..15C. Дои:10.1051/0004-6361/201322772. S2CID  53372226.
  33. ^ Wittkowski, M .; Арройо-Торрес, В .; Marcaide, J.M .; Abellan, F.J .; Chiavassa, A .; Гирадо, Дж. К. (2017). «Спектро-интерферометрия VLTI / AMBER сверхгигантов позднего типа V766 Cen (= HR 5171 A), σ Oph, BM Sco и HD 206859». Астрономия и астрофизика. 597: A9. arXiv:1610.01927. Bibcode:2017A & A ... 597A ... 9 Вт. Дои:10.1051/0004-6361/201629349. S2CID  55679854.
  34. ^ Дэвис, Бен; Фигер, Дон Ф .; Закон, Кейси Дж .; Кудрицки, Рольф ‐ Петер; Наджарро, Франсиско; Эрреро, Артемио; МакКенти, Джон В. (2008). "Прохладное сверхгигантское население массивного молодого звездного скопления RSGC1". Астрофизический журнал. 676 (2): 1016–1028. arXiv:0711.4757. Bibcode:2008ApJ ... 676.1016D. Дои:10.1086/527350. S2CID  15639297.
  35. ^ Clark, J. S .; Negueruela, I .; Crowther, P.A .; Гудвин, С. П. (2005). «О массивном звездном населении суперзвездного скопления Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика. 434 (3): 949. arXiv:Astro-ph / 0504342. Bibcode:2005A & A ... 434..949C. Дои:10.1051/0004-6361:20042413.
  36. ^ а б Humphreys, R.M .; Weis, K .; Дэвидсон, К .; Боманс, Д. Дж .; Бургграф, Б. (2014). «СВЕТИЛЬНЫЕ И ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ В M31 И M33. II. СВЕТИЛЬНЫЕ СИНИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ, КАНДИДАТНЫЕ LBV, ЛИНИИ ВЫБРОСА Fe II И ДРУГИЕ СУПЕРГИАНТЫ». Астрофизический журнал. 790 (1): 48. arXiv:1407.2259. Bibcode:2014ApJ ... 790 ... 48H. Дои:10.1088 / 0004-637X / 790/1/48. S2CID  119177378.
  37. ^ Мария Р. Драут; Филип Мэсси; Жорж Мейне (2012). «Желтый и красный сверхгиганты M33». Астрофизический журнал. 750 (2): 97. arXiv: 1203.0247. DOI: 10.1088 / 0004-637X / 750/2/97.
  38. ^ Бритавский, Н.Е .; Bonanos, A. Z .; Herrero, A .; Cerviño, M .; Гарсиа-Альварес, Д .; Boyer, M. L .; Массерон, Т .; Mehner, A .; Маккуинн, К. Б. У. (ноябрь 2019 г.). «Физические параметры красных сверхгигантов в карликовых иррегулярных галактиках Местной группы». Астрономия и астрофизика. 631. arXiv: 1909.13378. Бибкод: 2019A & A ... 631A..95B. DOI: 10.1051 / 0004-6361 / 201935212.