Žlutý hyperobr

Žlutý hyperobr  je hmotná hvězda s rozšířenou atmosférou, patří do spektrální třídy od A do K, při formování objektu je hmotnost 20-60 hmotností Slunce , ale v procesu evoluce hvězda ztrácí asi polovinu jeho hmotnosti. Hvězdy tohoto typu patří mezi nejjasnější hvězdy, absolutní magnitudy jsou v okolí M V = −9, jsou také jedním z nejvzácnějších objektů, v Mléčné dráze je známo jen asi 17 hvězd tohoto typu , přičemž šest z nich jsou v shluku Westerlund 1 . Někdy se těmto objektům říká studení hyperobři ve srovnání s hvězdami třídy O a B a někdy se jim říká teplí hypergianti ve srovnání s červenými veleobry .

Klasifikace

Termín "hypergiant" se používá od roku 1929, ale původně se neoznačoval objekty, které se v současnosti nazývají hypergianti. [1] Hypergiants jsou označeni třídou svítivosti '0' a mají větší svítivost než nejjasnější supergianti třídy Ia, [2] ačkoli se hypergianti nazývali až koncem 70. let. [3] Dalším kritériem pro výběr hypergiantů bylo kritérium navržené v roce 1979 pro některé další horké hvězdy s vysokou svítivostí ztrácející hmotu, [4] ale toto kritérium nebylo aplikováno na chladnější hvězdy. V roce 1991 byla hvězda Rho Cassiopeia poprvé popsána jako žlutý hyperobr [5] a po diskuzi na Sluneční fyzice a astrofyzice na konferenci o interferometrickém rozlišení v roce 1992 bylo zvykem klasifikovat takové objekty jako samostatnou třídu s vysokou svítivostí. hvězdy. [6]

Definice „hypergiant“ zůstává vágní, a přestože je hypergiantům přidělena třída svítivosti 0, obvykle se označují třídou svítivosti Ia-0 a Ia + . [7] Vysoká svítivost je definována různými rysy spektra, které jsou citlivé na povrchovou gravitaci , jako je šířka Hβ linie u horkých hvězd nebo Balmerův skok u chladnějších hvězd. Nízká povrchová gravitace obvykle znamená velkou velikost hvězdy a tedy i vysokou svítivost. [8] U chladnějších hvězd lze sílu pozorovaných vodíkových čar, jako je čára OI na 777,4  nm , použít ke kalibraci svítivosti hvězdy. [9]

Jednou z astrofyzikálních metod používaných k určení žlutých hypergiantů je takzvané Keenan-Smolinského kritérium. Všechny absorpční čáry by měly být podstatně rozšířeny, ve větší míře než u jasných veleobrů, a také by měly existovat důkazy o silné ztrátě hmoty. Také by měla být pozorována alespoň jedna složka rozšířené čáry Hα . V tomto případě může být profil Hα velmi složitý, obvykle jsou pozorovány jak silné emisní čáry, tak absorpční čáry. [deset]

Pojem „žlutý hyperobr“ je dále komplikován skutečností, že objekty tohoto typu se v závislosti na kontextu nazývají jak chladní hypergianti, tak teplí hypergianti. Studení hypergianti jsou všichni dostatečně jasné a nestabilní hvězdy chladnější než modří hypergianti a jasně modré proměnné , včetně žlutých a červených hypergiantů. [11] Termín „teplý hyperobr“ byl používán pro velmi jasné hvězdy spektrálních typů A a F v galaxiích M31 a M33, které nejsou jasně modrými proměnnými, [12] stejně jako pro žluté hyperobry obecně. [13]

Charakteristika

Žlutí hypergianti zabírají oblast na Hertzsprung-Russellově diagramu nad pásem nestability a představují oblast obývanou pouze několika málo hvězdami a obvykle nestabilními. Podle jejich spekter a teplot jsou hvězdy v rozmezí A0-K2 a 4000-8000K. Oblast je shora z hlediska teploty ohraničena tzv.  „žlutou evoluční prázdnotou “, kde se hvězdy při dané svítivosti stávají velmi nestabilními a ztrácejí velké množství hmoty. "Žlutá evoluční prázdnota" odděluje žluté hypergianty a jasně modré proměnné, ačkoli žlutí hypergianti při maximální teplotě a jasně modré proměnné při teplotním minimu mohou mít přibližně stejnou teplotu 8000 K. Při spodním teplotním limitu se žlutí hypergianti a červení veleobri stávají obtížnými odlišit se od sebe; RW Cephei (4500 K, 555 000 L ⊙ ) je příkladem hvězdy, která má současně vlastnosti jak žlutých hyperobrů, tak červených veleobrů. [14] [15]

Žlutí hypergianti mají spíše úzký rozsah svítivosti nad 90 000 L ⊙ (například R Korma má svítivost 96 607 L ⊙ ) a pod Humphrey-Davidsonovou hranicí při svítivosti kolem 600 000 L ⊙ . Emise vrcholí uprostřed viditelného spektra, přičemž objekty jsou nejjasnější hvězdy s absolutní magnitudou kolem -9 nebo -9,5. [5]

Objekty jsou velké a dosti nestabilní, přitom mají nízkou povrchovou gravitaci. Žlutí veleobri mají povrchovou gravitaci (log g) pod 2 a žlutí veleobri mají log g blízko 0. Také nepravidelně pulsují, což vytváří malé odchylky v teplotě a jasu. To vede k velmi velké ztrátě hmoty a kolem takových hvězd se často objevují mlhoviny. [16] Někdy mohou velké výbuchy vést na nějakou dobu k uzavření hvězdy. [17]

Žlutí hypergianti se tvoří z hmotných hvězd poté, co se vyvinou z hlavní sekvence . Většina pozorovaných žlutých veleobrů prošla fází červených veleobrů a vyvíjejí se zpět k vyšším teplotám, ale několik z těchto hvězd bylo pozorováno při krátkém prvním přechodu z hlavní posloupnosti k červeným veleobrům. Nadobří s počáteční hmotností menší než 20 hmotností Slunce vybuchnou ve formě supernovy a hvězdy s počáteční hmotností větší než 60 hmotností Slunce se nikdy neochladí pod teploty modrých veleobrů. Přesný hmotnostní rozsah závisí na metalicitě a rychlosti otáčení. [18] Žlutí veleobri ochlazující poprvé mohou mít hmotnosti až 60 M ⊙ a více, [15] a hvězdy po větvi červeného veleobra ztratí asi polovinu své původní hmotnosti. [19]

Pokud jde o chemické složení, většina žlutých hypergiantů má na povrchu vysoké množství dusíku a sodíku a také dalších těžkých prvků. Uhlík a kyslík téměř chybí a množství helia je zvýšené, jak se očekávalo u hvězd, které prošly fází hlavní sekvence.

Evoluce

Žlutí hypergianti již opustili hlavní sekvenci a vyčerpali zásoby vodíku ve svých jádrech. Většina žlutých veleobrů je považována za hvězdy, které prošly fází červených veleobrů, [14] a stabilnější a méně jasně žlutí veleobri jsou považováni za hvězdy, které se poprvé vyvíjejí směrem k červeným veleobrům. Například existují silné důkazy, že nejjasnější ze žlutých veleobrů, HD 33579 , expanduje z modrého veleobra na červeného veleobra. [patnáct]

Takové hvězdy jsou dvojnásobně vzácné, protože se jedná o velmi hmotné, zpočátku horké hvězdy hlavní posloupnosti O s hmotností větší než 15 hmotností Slunce, které stráví pouze několik tisíc let v nestabilním stádiu žluté hvězdy. Ve skutečnosti je obtížné vysvětlit i přítomnost tak malého počtu pozorovaných žlutých hyperobrů ve srovnání s počtem červených veleobrů přibližně stejné svítivosti z hlediska jednoduchých modelů vývoje hvězd. Nejjasnější červení veleobri mohou projít několika modrými smyčkami , ztratí značnou část své atmosféry, ale nemusí dosáhnout stádia modrého veleobra. Také některé hvězdy, které vypadají jako žlutí hyperobri, mohou být teplejšími objekty, jako jsou například jasně modré proměnné, které mají chladnou pseudofotosféru. [čtrnáct]

Nedávné objevy supernov tvořených modrými veleobry také vyvolaly otázku, zda hvězdy mohou explodovat přímo do fáze žlutého hyperobra. [20] Bylo objeveno tucet žlutých veleobrů, možných předchůdců supernov, ale všichni mají příliš nízkou hmotnost a svítivost, než aby je bylo možné klasifikovat jako hyperobry. [21] [22] SN 2013cu je supernova typu IIb, jejíž prekurzor byl přímo pozorován. Jedná se o hvězdu v pozdní fázi vývoje, s teplotou asi 8000 K a silnou ztrátou materiálu bohatého na helium a dusík. Přestože svítivost objektu není známa, takové vlastnosti může mít pouze žlutý hyperobr nebo jasně modrá proměnná v burst módu. [23]

Současné modely naznačují, že hvězdy v určitém rozsahu hmotnosti a rychlosti rotace mohou explodovat jako supernovy a už se nikdy nestanou modrými veleobry, ale mnoho hvězd může projít "žlutou prázdnotou" a stát se nízkohmotnými jasně modrými proměnnými nebo Wolf-Rayetovými hvězdami . [24] Hmotnější hvězdy, stejně jako hvězdy s vysokou mírou úbytku hmoty v důsledku rotace nebo vlastností kovů, ve svém vývoji projdou stádiem žlutého hyperobra směrem k vyšším teplotám před kolapsem jádra. [25]

Budova

Podle aktuálně dostupných fyzikálních modelů hvězd by měl mít žlutý hyperobr konvektivní jádro obklopené radiační transportní zónou . Pro srovnání, hvězda typu Slunce se skládá z radiační transportní zóny v blízkosti jádra a konvektivního obalu [26] . Vzhledem k extrémně vysoké svítivosti a vlastnostem vnitřní struktury [27] dochází u žlutých hyperobrů k silné ztrátě hmoty [28] a jsou obvykle obklopeni skořápkami vyvržené hmoty. Příkladem takové mlhoviny je IRAS 17163-3907 , hvězda, která během několika staletí vyvrhla do okolního prostoru několik hmotností Slunce [29] .

Žlutý hyperobr představuje očekávanou fázi ve vývoji hvězdy, protože většina červených veleobrů se vyvíjí směrem k modré straně, ale tento typ objektu může také představovat samostatný typ hvězdy. Jasně modré proměnné v záblescích mají hvězdný vítr tak hustý , že může vytvořit pseudofotosféru, díky čemuž celý objekt vypadá jako větší chladná hvězda, a to navzdory skutečnosti, že samotný modrý veleobr se pod skořápkou nijak výrazně nemění. U takových objektů leží teplota v malé oblasti asi 8000 K. Také při teplotě asi 21 000 K vítr z modrého veleobra tak zhoustne, že také vytvoří chladnější pseudofotosféru [30] .

Známí žlutí hypergianti

• Rho Cassiopeia
• V509 Cassiopeiae
• IRC+10420 (V1302Aql)
• IRAS 18357-0604 [31]
• V766 Centauri (= HR 5171A) (možná červený veleobr [32] )
• HD 179821
• IRAS 17163-3907
• V382 Kiel
• R Stern
• RSGC1-F15 [33]

Ve Westerlundu 1 : [34]

• W4
• W8a
• W12a
• W16a
• W32
• W265

V jiných galaxiích:

• HD 7583 (R45 v Malém Magellanově oblaku ) [10]
• HD 33579 (ve Velkém Magellanově oblaku )
• HD 269723 (R117 ve Velkém Magellanově mračnu) [10]
• HD 269953 (R150 ve Velkém Magellanově mračnu) [10]
• HD 268757 (R59 ve Velkém Magellanově mračnu) [10]
• Proměnná A (v M33) [35]
• B324 (v M33) [35]

Poznámky

1. ↑ Wallenquist, Aå. Pokus o určení středních hmotností hvězd v kulové hvězdokupě M 3  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1929. - Sv. 5 . — S. 67 . - .
2. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellmanová, Edith. Atlas hvězdných spekter s nástinem spektrální klasifikace  (anglicky)  // Chicago : journal. - 1943. - .
3. ↑ De Jager, Cornelis. Hlavní pozorovací charakteristiky nejzářivějších hvězd // Nejjasnější hvězdy. - 1980. - S. 18-56. — ISBN 978-90-277-1110-6 . - doi : 10.1007/978-94-009-9030-2_2 .
4. ↑ Llorente De Andres, F.; Lamers, HJGLM; Muller, EA Blokování čar v blízkém ultrafialovém spektru hvězd raného typu – část druhá – Závislost na spektrálním typu a svítivosti normálních hvězd  // Astronomie a astrofyzika  : časopis  . - 1979. - Sv. 38 . — S. 367 . - .
5. ↑ 1 2 Zsoldos, E.; Percy, JR Fotometrie žlutých semiregulárních proměnných - Rho Cassiopeiae  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1991. - Sv. 246 . — S. 441 . — ISSN 0004-6361 . - .
6. ↑ De Jager, Cornelis; Nieuwenhuijzen, Hans. Žlutá hyperobří interferometrie: Klíč k pochopení evoluční nestability  (anglicky)  // In ESA: journal. - 1992. - Sv. 344 . — S. 109 . - .
7. ↑ Achmad, L.; Lamers, HJGLM; Nieuwenhuijzen, H.; Van Genderen, AM Fotometrická studie G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae  )  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 1992. - Sv. 259 . — S. 600 . — ISSN 0004-6361 . - .
8. ↑ Napiwotzki, R.; Schoenberner, D.; Wenske, V. O stanovení efektivní teploty a povrchové gravitace hvězd B, A a F pomocí beta fotometrie Stromgren UVBY  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1993. - Sv. 268 . — S. 653 . — ISSN 0004-6361 . - .
9. ↑ Arellano Ferro, A.; Giridhar, S.; Rojo Arellano, E. Revidovaná kalibrace vztahu MV-W(OI 7774) pomocí dat Hipparcos: Jeho aplikace na cefeidy a vyvinuté hvězdy  //  Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica : deník. - 2003. - Sv. 39 . — str. 3 . - . — arXiv : astro-ph/0210695 .
10. ↑ 1 2 3 4 5 De Jager, C.  The yellow hypergiants  // Astronomy and Astrophysics Review : deník. - 1998. - Sv. 8 , č. 3 . - S. 145-180 . - doi : 10.1007/s001590050009 . - .
11. ↑ Lobel, A.; De Jager, K.; Nieuwenhuijzen, H. 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. Sborník příspěvků z konference konané 2.–5. dubna : časopis. - 2013. - Sv. 470 . - str. 167 . — .
12. ↑ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Chris; Grammer, Skyler; Kneeland, Nathan; Martin, John C.; Weis, Kerstin; Burggraf, Birgitta. Světelné a proměnné hvězdy v M31 a M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - Sv. 773 , č.p. 1 . - str. 46 . - doi : 10.1088/0004-637X/773/1/46 . - . - arXiv : 1305.6051 .
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. Searching for Cool Dust in the Mid-to-far Infrared: The Mass-loss Historys of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ρ Cas  //  The Astronomical Journal  : journal . - IOP Publishing , 2016. - Sv. 151 , č.p. 3 . — S. 51 . - doi : 10.3847/0004-6256/151/3/51 . — . - arXiv : 1512.01529 .
14. ↑ 1 2 3 Stothers, R. B.; Chin, CW Žlutí hypergianti jako dynamicky nestabilní hvězdy post-rudých supergiantů  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Sv. 560 , č.p. 2 . — S. 934 . - doi : 10.1086/322438 . - .
15. ↑ 1 2 3 Nieuwenhuijzen, H; de Jager, C. Kontrola žluté evoluční prázdnoty. Tři evoluční kritickí hypergianti: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420  //  Astronomie a astrofyzika  : časopis. - 2000. - Sv. 353 . - S. 163-176 . - .
16. ↑ Lobel, A.; Israelian, G.; de Jager, C.; Musaev, F.; Parker, JW; Mavrogiorgou, A. The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 1998. - Sv. 330 . - S. 659-675 . - .
17. ↑ Lobel; Štefánik; Torres; Davis; Ilyin; Rosenbush. Spectroscopy of the Millenium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae  (anglicky)  // Stars as Suns : Activity: journal. - 2003. - Sv. 219 . — S. 903 . - . - arXiv : astro-ph/0312074 .
18. ↑ Groh, José H.; Meynet, Georges; Georgij, Cyril; Ekstrom, Sylvia. Základní vlastnosti supernovy s kolapsem jádra a progenitorů GRB: Předpovídání vzhledu hmotných hvězd před smrtí  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2013. - Sv. 558 . — S. A131 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321906 . - . - arXiv : 1308.4681 .
19. ↑ Gesicki, K. A Modeling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1992. - Sv. 254 . — S. 280 . - .
20. ↑ Langer, N.; Norman, Cal.; De Koter, A.; Vink, J. S.; Cantiello, M.; Yoon, S.-C. Párové vytváření supernov při nízkém a vysokém rudém posuvu  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2007. - Sv. 475 , č.p. 2 . — P.L19 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078482 . - . - arXiv : 0708.1970 .
21. ↑ Georgy, C. Žlutí veleobri jako předchůdci supernov: Indikace silné ztráty hmoty u červených veleobrů? (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2012. - Sv. 538 . -P.L8- L2 . - doi : 10.1051/0004-6361/201118372 . — . - arXiv : 1111.7003 .
22. ↑ Maund, JR; Fraser, M.; Ergon, M.; Pastorello, A.; Smartt, SJ; Sollerman, J.; Benetti, S.; Botticella, M.-T.; Bufano, F.; Danziger, IJ; Koták, R.; Magill, L.; Stephens, A. W.; Valenti, S. The Yellow Supergiant Progenitor of the Type II Supernova 2011dh in M51  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Sv. 739 , č.p. 2 . — P.L37 . - doi : 10.1088/2041-8205/739/2/L37 . - . - arXiv : 1106.2565 .
23. ↑ Groh, Jose H. Raná spektra supernov a jejich předchůdců  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2014. - Sv. 572 . — P.L11 . - doi : 10.1051/0004-6361/201424852 . - . - arXiv : 1408,5397 .
24. ↑ Smith, N.; Vink, J. S.; De Koter, A. The Missing Luminous Blue Variables and the Bistability Jump  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Sv. 615 , č.p. 1 . - str. 475-484 . - doi : 10.1086/424030 . - . - arXiv : astro-ph/0407202 .
25. ↑ Chieffi, Alessandro; Limongi, Marco. Evoluce rotujících hvězd sluneční metalicity před supernovou v hmotnostním rozsahu 13-120 M☉A jejich výbušné výtěžnosti  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - Sv. 764 , č.p. 1 . — S. 21 . - doi : 10.1088/0004-637X/764/1/21 . — .
26. ↑ Fadeyev, YA Pulzační nestabilita žlutých hypergiantů  // Astronomy Letters  : journal  . - 2011. - Sv. 37 , č. 6 . - str. 403-413 . - doi : 10.1134/S1063773711060016 . - . - arXiv : 1102.3810 .
27. ↑ Langer, Norbert; Heger, Alexander; Garcia-Segura, Guillermo. Massive Stars: The Pre-Supernova Evolution of Internal and Circumstellar Structure  //  Reviews in Modern Astronomy 11: Stars and Galaxies : journal / Reinhard E. Schielicke. - Hamburk, 1998. - Sv. 11 . — S. 57 . - .
28. ↑ Dinh-v-Trung; Muller, S.B.; Lim, J.; Kwok, S.; Muthu, C. Probing the Mass-Loss History of the Yellow Hypergiant IRC+10420  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2009. - Sv. 697 , č.p. 1 . - str. 409-419 . - doi : 10.1088/0004-637X/697/1/409 . - . - arXiv : 0903.3714 .
29. ↑ Lagadec, E.; Zijlstra, A.A.; Oudmaijer, R.D.; Verhoelst, T.; Cox, NLJ; Szczerba, R.; Mekarnia, D.; Van Winckel, H. Dvojitý oddělený plášť kolem post-rudého veleobra: IRAS 17163-3907, mlhovina Fried Egg  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2011. - Sv. 534 . — P.L10 . - doi : 10.1051/0004-6361/201117521 . - . - arXiv : 1109,5947 .
30. ↑ Benaglia, P.; Vink, J. S.; Marti, J.; Maiz Apellániz, J.; Koribalski, B.; Crowther, PA Testování předpokládaného skoku bistability ztráty hmoty na rádiových vlnových délkách  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2007. - Sv. 467 , č.p. 3 . - str. 1265 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077139 . - . — arXiv : astro-ph/0703577 .
31. ↑ Clark, J.S.; Negueruela, I.; González-Fernández, C. IRAS 18357-0604 – obdoba galaktického žlutého hyperobra IRC +10420? (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2013. - Sv. 561 . —P.A15 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201322772 . — . - arXiv : 1311.3956 .
32. ↑ Wittkowski, M.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, JM; Abellan, FJ; Chiavassa, A.; Guirado, JC VLTI/AMBER spektrointerferometrie supergiantů pozdního typu V766 Cen (=HR 5171 A), σ Oph, BM Sco a HD 206859  //  Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2017. - Sv. 597 . —P.A9 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201629349 . - . - arXiv : 1610.01927 .
33. ↑ Davies, Ben; Figer, Don F.; Law, Casey J.; Kudritzki, Rolf-Peter; Najarro, Francisco; Herrero, Artemio; MacKenty, John W. The Cool Supergiant Population of the Massive Young Star Cluster RSGC1  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Sv. 676 , č.p. 2 . - S. 1016-1028 . - doi : 10.1086/527350 . - . - arXiv : 0711.4757 .
34. ↑ Clark, J.S.; Negueruela, I.; Crowther, P.A.; Goodwin, SP O masivní hvězdné populaci superhvězdné hvězdokupy Westerlund 1  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2005. - Sv. 434 , č.p. 3 . — S. 949 . - doi : 10.1051/0004-6361:20042413 . - . — arXiv : astro-ph/0504342 .
35. ↑ 1 2 Humphreys, R.M.; Weiss, K.; Davidson, K.; Bomans, DJ; Burggraf, B. SVÍTÍCÍ A PROMĚNNÉ HVĚZDY V M31 A M33. II. SVÍTÍCÍ MODRÉ PROMĚNNÉ, KANDIDÁTNÍ LBV, HVĚZDY EMISNÍ ČÁRY Fe II A DALŠÍ SUPERGIANTI  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2014. - Sv. 790 , č.p. 1 . — S. 48 . - doi : 10.1088/0004-637X/790/1/48 . — . - arXiv : 1407.2259 .