# Supererraldoi gorri

Supererraldoi gorriak (RSG), supererraldoi argitasun klase bat duten izarrak dira (Yerkesen I. klasea), K edo M espektro motakoak. Unibertsoko izarrik handienak dira bolumen aldetik, masibo edo argitsuenak ez diren arren. Betelgeuse eta Antares supererraldoi gorririk distiratsuenak eta ezagunenak dira, izan ere, lehen magnitudeko izar supererraldoi gorri bakarrak dira.

## Sailkapena

Izarrak supererraldoi bezala sailkatzen dira euren espektru argitasun motaren arabera. Sistema honek zenbait diagnostiko-lerro espektral erabiltzen ditu izar baten azaleko grabitatea kalkulatzeko, honela bere tamaina bere masaren arabera zehaztuz. Izarrik handienak tenperatura jakin batean argitsuagoak dira eta orain argitasun ezberdineko bandetan multzoka daitezke.
Izarren arteko argitasun aldeak nabarmenagoak dira tenperatura baxuetan, non izar erraldoiak sekuentzia nagusikoak baino askoz distiratsuagoak diren. Supererraldoiek azaleko grabitate baxuenak dituzte eta, beraz, handienak eta distiratsuenak dira tenperatura jakin batean.
Yerkes edo Morgan-Keenan (MK) sailkapen-sistema ia unibertsala da. Izarrak zenbaki erromatarrekin izendatutako bost argitasun talde nagusitan biltzen ditu:
* I supererraldoi;
* II erraldoi argitsu;
* III erraldoi;
* IV azpierraldoi;
* V nano (sekuentzia nagusia)
Supererraldoientzat bereziki, argitasun mota, gainera, Ib klaseko supererraldoi normaletan eta Ia klaseko supererraldoi distiratsuagoetan banatzen da. Iab tarteko klasea ere erabiltzen da. Izar bikain distiratsuak, azaleko grabitate txikikoak eta masa galera zantzu handiak dituztenak, 0 (zero) argitasun motarekin izenda daitezke, hau oso ohikoa ez den arren. Ohikoena Ia-0 izendapena erabiltzea da, eta ohikoagoa Ia$^+$. Hipererraldoien espektro sailkapen hauek oso gutxitan aplikatzen zaizkie supererraldoi gorriei, hipererraldoi gorri hitza, batzuetan, VY Canis Majoris eta NML Cygni bezalako supererraldoi gorri hedatu eta ezegonkorrenentzat erabiltzen den arren.
Supererraldoi gorriaren zati "gorria" tenperatura hotzari dagokio. Supererraldoi gorriak supererraldoi hotzenak dira, m motakoak eta gutxienez k motako izar batzuk, muga zehatzik ez dagoen arren. K motako supererraldoiak ez dira oso ohikoak M motakoekin alderatuta, iraupen laburreko trantsizio etapa bat direlako eta nahiko ezegonkorra. K motako izarrak, bereziki lehenengoak edo beroenak, batzuetan supererraldoi laranja bezala deskribatzen dira (adibidez, Zeta Cephei), edo baita horiak ere (adibidez, HR 5171 Aa hipererraldoi horia).

## Propietatekak

Supererraldoi gorrien tenperatura-eskala :
| Espektru mota | Tenperatura (K) |
| K1-1.5 | 4,100 |
| K2-3 | 4,015 |
| K5-M0 | 3,840 |
| M0 | 3,790 |
| M1 | 3,745 |
| M1.5 | 3,710 |
| M2 | 3,660 |
| M2.5 | 3,615 |
| M3 | 3,605 |
| M3.5 | 3,550 |
| M4-4.5 | 3,535 |
| M5 | 3,450 |
Supererraldoi gorriak hotzak eta handiak dira. K eta M espektro motak dituzte, eta, beraz, euren azaleko tenperaturak 4.100 K-tik beherakoak dira. Eguzkiarena baino ehunka eta mila aldiz gehiagoko erradioa izan ohi dute, tamaina izar bat supererraldoi bezala izendatzeko faktore nagusia ez den arren. Izar erraldoi hotz eta distiratsu bat supererraldoi beroago bat baino erraz handiagoa izan daiteke. Adibidez, Alfa Herculis izar erraldoi bezala sailkatuta dago 264 eta 303 R$_☉$ arteko erradioarekin, Epsilon Pegasi, soilik 185 R$_☉$ko K2 supererraldoi bat den bitartean.
Supererraldoi gorriak Eguzkia baino askoz hotzagoak diren arren, askoz handiagoak dira oso argitsuak direnak, normalean dozenaka edo ehunka mila L$_☉$. Supererraldoi gorri baten erradioak goiko muga bat du, 1.500 R$_☉$ ingurukoa. Erradioa gainditzen duten izarrak ezegonkorregiak dira eta ez dira sortzen.
Supererraldoi gorriek 10 eta 40 M$_☉$ arteko masak dituzte. 40 M$_☉$-tik gorako masa duten sekuentzia nagusiko izarrak ez dira hedatzen eta hoztu egiten dira supererraldoi gorri bihurtzeko. Masa eta argitasun tarte posiblearen goiko muturrean dauden supererraldoi gorriak ezagutzen diren handienak dira. Bere azaleko grabitate baxuek eta argitasun handiek, masa galera handia eragiten dute, gure eguzkiarena baino milioika aldiz handiagoa, izarra inguratzen duten nebulosa behagarriak sortuz. Bere bizitzaren amaieran, supererraldoi gorriek, euren hasierako masaren funtsezko zati bat galdu izan dezakete. Supererraldoi masiboenek askoz azkarrago galtzen dute masa, eta supererraldoi gorri guztiek, euren nukleoak kolapsatzen diren unean, 10 M$_☉$ inguruko masa izatera iristen direla dirudi. Balio zehatza izarraren hasierako konposizio kimikoaren eta bere errotazio abiaduraren araberakoa da.
Supererraldoi gorri gehienek ikusmen-aldakortasunaren mailaren bat erakusten dute, baina oso gutxitan ondo definitutako aldi edo zabalera batekin. Horregatik, aldagai irregulartzat edo erdi-irregulartzat sailkatzen dira. Beren azpiklase propioak ere badituzte, SRC eta LC aldagai erdi irregular geldoetarako eta supererraldoi irregular geldoetarako, hurrenez hurren. Aldakuntzak, ohi, geldoak eta zabalera txikikoak dira, baina lau magnitudeko zabalerak ezagutzen dira.
Ezagutzen diren supererraldoi gorri aldagarri askoren analisi estatistikoak aldakuntza kausa probable batzuk erakusten ditu: izar gutxi batzuek bakarrik erakusten dituzte zabaltasun handiak eta frekuentzia askotan aldakortasuna adierazten duen zarata handi bat, supererraldoi gorri baten bizitzaren amaieran gertatzen diren izar haize indartsuak adierazten dituela uste dena; ohikoagoak dira aldi bereko aldakuntza erradialak ehunka egun gutxi batzuetan zehar, eta ziur asko modu erradialean egindako aldakuntzak ez dira oso handiak izango izar gutxi batzuetan, seguru asko milaka gutxi batzuetan. Supererraldoi gorrien fotosferek, Eguzkia bezalako izarrekin alderatuta, konbekzio zelula oso handi batzuk dituzte. Honek, gainazalaren distiran aldaketak eragiten ditu, izarrak bira egin ahala ikus daitezkeen distira aldaketak eragin ditzaketenak.
Supererraldoi gorrien espektroak, beste izar hotz batzuenen antzekoak dira, metalen xurgapen lerroko baso bat eta banda molekularrak nagusi direlarik. Ezaugarri hauetako batzuk argitasun mota zehazteko erabiltzen dira, adibidez, gertuko infragorrian eta Ca IIren hirukoitzean zianogeno banden intentsitate batzuk.
Maser igorpena ohikoa da supererraldoi gorrien inguruan. Ohikoena H$_2$O eta SiOtik etortzea da, baina hidroxilo isuria (OH) ere eskualde estuetan gertatzen da. Supererraldoi gorrien inguruko material zirkunizelarraren bereizmen handiko kartografiaz gain, maserren VLBI edo VLBA behaketak euren iturriekiko paraleloak eta distantzia zehatzak lortzeko erabil daitezke. Gaur egun, hau batez ere objektu indibidualei aplikatu zaie, baina egitura galaktikoaren analisirako eta bestela ilunduta egongo liratekeen izar supererraldoi gorrien aurkikuntzarako baliagarria izan daiteke.
Supererraldoi gorrien azaleko ugaritasuna hidrogenoak menderatzen du, nukleoko hidrogenoa erabat kontsumitu den arren. Masa galeraren azken etapetan, izarrak eztanda egin aurretik, gainazalaren helioa, hidrogenoarenarekin alderatu daitekeen mailetaraino aberastu daiteke. Muturreko masa galtzearen eredu teorikoetan, hidrogeno nahikoa gal daiteke, helioa azaleko elementurik ugariena bihurtzeko. Gorri aurreko izar supererraldoiek sekuentzia nagusia uzten dutenean, oxigenoa karbonoa baino ugariagoa da gainazalean, eta nitrogenoa ez da bietako edozein bezain ugaria, izarra sortu zenetik izandako ugaritasuna islatzen duena. Karbonoa eta oxigenoa azkar agortzen dira eta nitrogenoa handitu egiten da CNOk fusio-geruzetatik ateratako material prozesatuaren ondorioz.
Ikusi da supererraldoi gorriak astiro edo oso poliki biratzen direla. Modeloek, azkar biratzen duten sekuentzia nagusiko izarrak ere, euren masa galeragatik frenatuak izan beharko liratekeela adierazten dute, supererraldoi gorriek, ia birarik egiten ez duten bezala. Supererraldoi gorri haiek, Betelgeuse kasu, errotazio maila apalak dituztenak, supererraldoi gorri etapa iritsi ondoren eskuratu ahal izan zuten, agian interakzio bitar baten bidez. Supererraldoi gorrien nukleoek biraka jarraitzen dute eta errotazio diferentzialaren tasa oso handia izan daiteke.

## Definizioa

Supererraldoien argitasun motak erraz zehazten dira eta izar kopuru handi bati aplikatzen zaizkio, baina oso ezberdinak diren izar motak kategoria bakar batean biltzen dituzte. Definizio ebolutibo batek, supererraldoi hitza, nukleoan helioaren fusioa helio nukleo endekatu bat garatu gabe eta helio flash bat jasan gabe hasten duten izar masiboetara mugatzen du. Oro har, elementu astunagoak erretzen dituzte eta nukleoa kolapsatu egiten da, supernoba bat sortuz.
Hain masiboak ez diren izarrek argitasun espektral supererraldoi klase bat gara dezakete argitasun nahiko baxu batean, 1.000 L$_☉$ inguruan, adar asintotiko erraldoian (AGB) daudenean eta helio geruzaren errekuntza esperimentatzen dutenean. Gaur egun, ikertzaileek nahiago dute supererraldoiak ez diren AGB izar gisa sailkatu, hain masiboak ez direlako, konposizio kimiko ezberdinak dituztelako azalean, pultsazio eta aldakortasun mota ezberdinak esperimentatzen dituztelako, eta modu ezberdinean eboluzionatuko dute, normalki nebulosa planetario bat eta nano zuri bat sortuz. AGB izar gehienak ez dira supernoba bihurtuko, super-AGB izar mota batekiko interesa dagoen arren, karbonoaren fusio oso bat jasateko bezain masiboak direnak, supernoba bereziak sor ditzaketenak, baina burdinazko nukleo bat garatzera iritsi gabe. Masa baxu eta argitasun handiko izar multzo nabarmen bat ezegonkortasun zerrendan dauden RV Tauri, AGB edo AGB ondorengo izarrak dira, aldaketa erdi irregular bereizgarriak erakusten dituztenak.

## Eboluzioa

Supererraldoi gorriak sekuentzia nagusiko izarretatik garatzen dira, 8 eta 30 M$_☉$ arteko masekin. Masa handieneko izarrak ez dira inoiz supererraldoi gorri bihurtzeko adina hozten. Masa txikiagoko izarrek, erraldoi gorri fase batean endekatutako helio nukleo bat garatzen dute, helio distira bat jasaten dute adar horizontalean helioa fusionatu aurretik, ABBn zehar eboluzionatzen dute, helioa, oskol batean, karbono-oxigeno nukleo endekatu baten inguruan erretzen duten bitartean, eta, ondoren, euren kanpo geruzak azkar galtzen dituzte nano zuri bat bihurtzeko nebulosa planetario batekin. AGB izarrek supererraldoi argitasun mota bat duten espektroak gara ditzakete euren masa txikiarekiko muturreko dimentsioetan hedatzen diren heinean, eta eguzkiarena baino hamarnaka mila aldiz argiagoak izan daitezke. 9 M$_☉$ inguruko "super-AGB" bitarteko izarrek karbonoaren fusioa jasan dezakete eta elektroien harrapaketako supernoba bat sor dezakete oxigeno-neoi nukleo baten kolapsoaren bidez.
Sekuentzia nagusiko izarrek, euren nukleoetan hidrogenoa erretzen dutenak, 10 eta 30 M$_☉$ arteko masekin, 25.000k eta 32.000K arteko tenperaturak izango dituzte, eta B espektro mota goiztiarrak, ziuraski, O oso berantiarrekoak. Dagoeneko 10.000 eta 100.000 L$_☉$ arteko izar oso argitsuak dira, CNO zikloan hidrogenoaren fusio azkarraren ondorioz, eta erabat konbektiboak diren nukleoak dituzte. Eguzkia ez bezala, sekuentzia nagusiko izar bero hauen kanpoko geruzak ez dira konbektiboak.
Sekuentzia nagusiko izar aurre-supererraldoi gorri hauek nukleoetako hidrogenoa agortzen dute 5-20 milioi urteren ondoren. Orduan nukleoaren inguruan hidrogeno geruza bat erretzen hasten dira, gaur egun nagusiki heliozkoa dena, eta, honen ondorioz, hedatu eta hoztu egiten dira supererraldoi bihurtu arte. Bere argitasuna, gutxi gora-behera, hiru aldiz biderkatzen da. Lurrazaleko helio ugaritasuna, gaur egun, %40ra iristen da, baina elementu astunagoen aberastea urria da.
Supererraldoiek hozten jarraitzen dute eta gehienak azkar igaroko dira Zefeidetako ezegonkortasun zerrendatik, baina masiboenek hipererraldoi horiak bezala igaroko dute aldi labur bat. K edo M klase berantiarrera iritsiko dira eta supererraldoi gorri bihurtuko dira. Helioaren fusioa nukleoan emeki-emeki hasten da izarra hedatzen den bitartean edo behin supererraldoi gorri bat denean, baina honek, gainazalean berehalako aldaketa gutxi eragiten ditu. Supererraldoi gorriek konbekzio eremu sakonak garatzen dituzte, azaleratik nukleoaren erdira arte hedatzen direnak eta gainazalean nitrogenoa aberastea eragiten dutenak, elementu astunagoak aberastuz.
Supererraldoi gorri batzuek begizta urdinak izaten dituzte, non euren tenperatura aldi baterako handitzen duten supererraldoi gorri egoerara itzuli aurretik. Hau izarraren masa, errotazio abiadura eta konposizio kimikoaren araberakoa da. Supererraldoi gorri askok begizta urdinik izaten ez duten arren, batzuek zenbait begizta izan ditzakete. Tenperaturak 10.000K artekoak izan daitezke begizta urdinaren tontorrean. Begizta urdinen arrazoi zehatzak izar ezberdinetan aldatzen dira, baina beti daude lotuta helio nukleoaren handitzearekin izarraren masaren proportzio bezala eta kanpo geruzen masa galeraren tasaren igoerarekin.
Supererraldoi gorri guztiek nukleoen helioa milioi bat edo bi urtetan agortzen dute eta karbonoa erretzen hasten dira. Honek, elementu astunagoen fusioarekin jarraitzen du, burdinazko nukleo bat metatzen den arte, orduan, halabeharrez, supernoba bat sortzeko kolapsatzen dena. Karbonoaren fusioaren hasieratik nukleoaren kolapsoraino igarotzen den denbora milaka urte gutxi batzuk baino ez dira. Kasu gehienetan, nukleoaren kolapsoa izarra oraindik supererraldoi gorri bat denean gertatzen da, geratzen den hidrogenoan aberatsa den atmosfera handia kanporatua izaten da eta honek II motako supernoba espektro bat sortzen du. Kanporatutako hidrogeno honen opakutasuna murriztu egiten da hoztu ahala, eta honek, supernobaren hasierako gailurraren ondoren, dizdira erortzeko atzerapen luze bat eragiten du, II-P motako supernoba baten ezaugarria dena.
Supererraldoi gorri argitsuenek, orubetik gertu metaltasuna dutenak, euren kanpo geruza gehienak galtzea espero da, euren nukleoek kolapsatu baino lehen, eta, beraz, berriz ere hipererraldoi hori eta aldagai urdin argitsuetara eboluzionatzen dute. Izar hauek II-L motako supernoba bezala eztanda egin dezakete, oraindik hidrogenoarekin euren espektroetan, baina ez euren argi kurbetan hedatutako distira ordoki bat sortzeko adina hidrogenorekin. Are hidrogeno gutxiago duten izarrek, IIb motako supernoba ez oso arrunta sor dezakete, non hain hidrogeno gutxi geratzen den, non hasierako espektroko hidrogeno lerroak, Ib motako supernoba baten itxura izan arte desagertzen diren.
II-P supernoben gurasoek 3.500K eta 4.400K arteko tenperatura dute, eta 10.000 eta 300.000 L$_☉$ arteko argitasuna. Hori bat dator masa txikiagoko supererraldoi gorriek espero dituzten parametroekin. II-L eta IIb motako supernoben guraso-kopuru txiki bat ikusi da; guztiek 100.000 L$_☉$ inguruko argitasuna dute, eta tenperatura pixka bat altuagoa, 6.000K. Masa pixka bat handiagoa duten supererraldoi gorrien eta masa-galeraren tasa handien arteko kointzidentzia ona da. Ez da ezagutzen supererraldoi gorri argitsuenen supernoben gurasorik, eta hauek Wolf Rayet izarretara eboluzionatzea espero da lehertu aurretik.

## Kumuluak

Supererraldoi gorriek ez dituzte 25 milioi urte baino gehiago, eta izar masibo hauek izar kumulu handi samarretan soilik sortzea espero da, beraz, batez ere kumulu nabarmenetatik gertu egotea espero da. Hala ere, nahiko iragankorrak dira izar baten bizitzako beste fase batzuekin alderatuta, eta nahiko ohikoak ez diren izar masiboetatik soilik sortzen dira, eta, beraz, orokorrean, une jakin batean, kumulu bakoitzean supererraldoi gorri kopuru txiki bat baino ez da egongo. Tarantularen nebulosako Hodge 301 kumulu masiboak hiru ditu. XXI. mendera arte, kumulu bakar batean ezagutzen zen supererraldoi gorri kopuru handiena, bostekoa zen NGC 7419an. Supererraldoi gorri gehienak bakarrik daude, Betelgeuse adibidez OB1 Orion Asoziazioan eta Antares Scorpius-Centaurus Asoziazioan.
2006tik, kumulu masibo batzuk identifikatu dira galaxiako Crux-Scutum besoaren oinarritik gertu, horietako bakoitzak supererraldoi gorri ugari dituelarik. RSGC1ek gutxienez 12 supererraldoi gorri ditu, RSGC2k (Stephenson 2 bezala ere ezaguna) gutxienez 26 (Stephenson 2-18, izarretako bat, beharbada ezagutzen den izarrik handiena da.), RSGC3k gutxienez 8, eta RSGC4k (Alicante 8 bezala ere ezaguna) gutxienez 8 ere baditu. Guztira 80 supererraldoi gorri identifikatu dira, kumulu hauen norabidean dagoen zeruko gune txiki baten barruan. Lau kumulu hauek, duela 10-20 milioi urte, galaxiaren erdiguneko barraren gertuko muturrean izandako izar formazio eztanda masibo baten zati direla dirudi. Antzeko kumulu masiboak aurkitu dira barra galaktikoaren urruneko muturretik gertu, baina ez hain supererraldoi gorri kopuru handi bat.

## Adibideak

Supererraldoi gorriak ez dira oso ohikoak, baina oso urrun ikus daitezke eta aldakorrak izaten dira, eta, beraz, begi hutsez ezagutzen diren zenbait adibide daude:
* Psi1 Aurigae
* CE Tauri
* Antares
* Epsilon Pegasi
* Betelgeuse
* Lambda Velorum
* Mu Cephei
Beste ale batzuk tamaina handiagatik (1.000 R$_☉$ baino gehiago) eman dira ezagutzera:
* Stephenson 2-18
* VY Canis Majoris
* UY Scuti
* WOH G64
* Westerlund 1-26
* S Persei
* NML Cygni
Magallanesen hodeiko supererraldoi gorri guztiak harrapatzea espero zuen ikerketa batek, M klaseko M$_v$-7 dozena bat izar eta distiratsuagoak detektatu zituen, Eguzkia baino milioi laurden bat aldiz argitsuagoak, eta Eguzkiaren erradioa 1.000 aldiz gorago.

## Erreferentziak

* ↑ Lamers, Henny J. G. L. M.. (1999). Introduction to stellar winds. Cambridge University Press ISBN 0-521-59398-0. PMC 38738913. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) Geisler, D.. (1984-09). «Luminosity classification with the Washington system.» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 96: 723–733. doi:10.1086/131411. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) Morgan, W. W.; Keenan, P. C.. (1973). «Spectral Classification» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 11: 29. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) Percy, J. R.; Zsoldos, E.. (1992-09). «Photometry of yellow semiregular variables : HR 8752 (= V 509 Cassiopeiae).» Astronomy and Astrophysics 263: 123–128. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) Achmad, L.; Lamers, H. J. G. L. M.; Nieuwenhuijzen, H.; van Genderen, A. M.. (1992-06). «A photometric study of the GO-4Ia+ hypergiant HD 96918 (V382 Carinae).» Astronomy and Astrophysics 259: 600–606. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) de Jager, Cornelis. (1998). «The yellow hypergiants» Astronomy and Astrophysics Review 8 (3): 145–180. doi:10.1007/s001590050009. ISSN 0935-4956. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) Zhang, B.; Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W.. (2012-01). «Distance and Kinematics of the Red Hypergiant VY CMa: Very Long Baseline Array and Very Large Array Astrometry» The Astrophysical Journal 744 (1): 23. doi:10.1088/0004-637X/744/1/23. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Zhang, B.; Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W.; Brunthaler, A.. (2012-08). «The Distance and Size of the Red Hypergiant NML Cyg from VLBA and VLA Astrometry» Astronomy & Astrophysics 544: A42. doi:10.1051/0004-6361/201219587. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* 1 2 3 4 5 6 Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges. (2005-08). «The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, But Not As Cool As We Thought» The Astrophysical Journal 628 (2): 973–985. doi:10.1086/430901. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) Smith, Nathan; Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Gehrz, Robert D.; Schuster, M. T.; Krautter, Joachim. (2001-02). «The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme Red Supergiant VY Canis Majoris» The Astronomical Journal 121 (2): 1111–1125. doi:10.1086/318748. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* 1 2 3 4 5 Ekström, Sylvia; Georgy, Cyril; Eggenberger, Patrick; Meynet, Georges; Mowlavi, Nami; Wyttenbach, Aurélien; Granada, Anahí; Decressin, Thibaut et al.. (2012-01). «Grids of stellar models with rotation - I. Models from 0.8 to 120 Msun at solar metallicity (Z = 0.014)» Astronomy & Astrophysics 537: A146. doi:10.1051/0004-6361/201117751. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Kiss, L. L.; Szabo, Gy M.; Bedding, T. R.. (2006-11-11). «Variability in red supergiant stars: pulsations, long secondary periods and convection noise» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 372 (4): 1721–1734. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) Schwarzschild, M.. (1975-01). «On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants.» The Astrophysical Journal 195: 137–144. doi:10.1086/153313. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) White, N. M.; Wing, R. F.. (1978-05). «Photoelectric two-dimensional spectral classification of M supergiants.» The Astrophysical Journal 222: 209–219. doi:10.1086/156136. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Fok, Thomas K. T.; Nakashima, Jun-ichi; Yung, Bosco H. K.; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji. (2012-11-20). «Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters» The Astrophysical Journal 760 (1): 65. doi:10.1088/0004-637X/760/1/65. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) Richards, A. M. S.; Yates, J. A.; Cohen, R. J.. (1999-07). «Maser mapping of small-scale structure in the circumstellar envelope of S Persei» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 306 (4): 954–974. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02606.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Kusuno, Kozue; Asaki, Yoshiharu; Imai, Hiroshi; Oyama, Tomoaki. (2013-08-21). «Distance and Proper Motion Measurement of the Red Supergiant, PZ Cas, in Very Long Baseline Interferometry H2O Maser Astrometry» The Astrophysical Journal 774 (2): 107. doi:10.1088/0004-637X/774/2/107. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Verheyen, L.; Messineo, M.; Menten, K. M.. (2012-05). «SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy: I. Targets in massive star clusters» Astronomy & Astrophysics 541: A36. doi:10.1051/0004-6361/201118265. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Georgy, Cyril. (2012-02). «Yellow supergiants as supernova progenitors: an indication of strong mass loss for red supergiants?» Astronomy & Astrophysics 538: L8. doi:10.1051/0004-6361/201118372. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* 1 2 3 Meynet, G.; Chomienne, V.; Ekström, S.; Georgy, C.; Granada, A.; Groh, J.; Maeder, A.; Eggenberger, P. et al.. (2015-03). «The impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants» Astronomy & Astrophysics 575: A60. doi:10.1051/0004-6361/201424671. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ van Loon, Jacco Th; Cioni, Maria-Rosa L.; Zijlstra, Albert A.; Loup, Cecile. (2005-07). «An empirical formula for the mass-loss rates of dust-enshrouded red supergiants and oxygen-rich Asymptotic Giant Branch stars» Astronomy & Astrophysics 438 (1): 273–289. doi:10.1051/0004-6361:20042555. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Groenewegen, M. A. T.; Sloan, G. C.; Soszynski, I.; Petersen, E. A.. (2009-11). «Luminosities and mass-loss rates of SMC and LMC AGB stars and Red Supergiants» Astronomy & Astrophysics 506 (3): 1277–1296. doi:10.1051/0004-6361/200912678. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* 1 2 Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A.. (2008-03). «The Supernova Channel of Super-AGB Stars» The Astrophysical Journal 675 (1): 614–625. doi:10.1086/520872. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Fraser, Morgan; Maund, Justyn R.; Smartt, Stephen J.; Kotak, Rubina; Lawrence, Andy; Bruce, Alastair; Valenti, Stefano; Yuan, Fang et al.. (2014-03-21). «On the progenitor of the Type IIP SN 2013ej in M74» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 439 (1): L56–L60. doi:10.1093/mnrasl/slt179. ISSN 1745-3933. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* 1 2 Heger, A.; Langer, N.; Woosley, S. E.. (2000-01). «Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars I: Numerical Method and Evolution of the Internal Stellar Structure» The Astrophysical Journal 528 (1): 368–396. doi:10.1086/308158. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A.. (2002-11). «The evolution and explosion of massive stars» Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015. ISSN 0034-6861. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Slesnick, Catherine L.; Hillenbrand, Lynne A.; Massey, Philip. (2002-09-10). «The Star Formation History and Mass Function of the Double Cluster h and Chi Persei» The Astrophysical Journal 576 (2): 880–893. doi:10.1086/341865. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ (Ingelesez) Caron, Geneviève; Moffat, Anthony F. J.; St-Louis, Nicole; Wade, Gregg A.; Lester, John B.. (2003-09). «The Lack of Blue Supergiants in NGC 7419, a Red Supergiant-rich Galactic Open Cluster with Rapidly Rotating Stars» The Astronomical Journal 126 (3): 1415–1422. doi:10.1086/377314. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Negueruela, Ignacio; Marco, Amparo; González-Fernández, Carlos; Jiménez-Esteban, Fran; Clark, J. Simon; Garcia, Miriam; Solano, Enrique. (2012-11). «Red supergiants around the obscured open cluster Stephenson 2» Astronomy & Astrophysics 547: A15. doi:10.1051/0004-6361/201219540. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Davies, Ben; de la Fuente, Diego; Najarro, Francisco; Hinton, Jim A.; Trombley, Christine; Figer, Donald F.; Puga, Elena. (2012-01-21). «A newly-discovered young massive star cluster at the end of the Galactic Bar» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 419 (3): 1860–1870. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19840.x. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
* ↑ Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Meynet, George; Maeder, Andre. (2006-07-10). «The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity» The Astrophysical Journal 645 (2): 1102–1117. doi:10.1086/504417. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).

## Kanpo estekak

* Datuak: Q5898
* Multimedia: Red supergiants / Q5898