Wikipedia

Lista największych gwiazd

lista w projekcie Wikimedia

Lista największych gwiazd – zestawienie gwiazd o największym stwierdzonym promieniu. Jednostką miary jest promień Słońca (1 R☉ = 695 700 km, czyli około 109 promieni Ziemi).

Względne rozmiary planet w Układzie Słonecznym i kilku znanych gwiazd:
1. Merkury < Mars < Wenus < Ziemia,
2. Ziemia < Neptun < Uran < Saturn < Jowisz,
3. Jowisz < Wolf 359 < Słońce < Syriusz,
4. Syriusz < Polluks < Arktur < Aldebaran,
5. Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeza,
6. Betelgeza < Mi Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris

Kolejność listy i przynależność do niej poszczególnych gwiazd nie są pewne. W obliczeniach promienia występują wielkości obarczone dużą niepewnością, takie jak jasność gwiazdy i temperatura efektywna. Często promienie gwiazd można wyrazić tylko jako średnią lub zakres dopuszczalnych wartości. Wartości promieni gwiazd różnią się znacznie w źródłach i przy różnych metodach obserwacji.

Metody i problematyka edytuj

Za pomocą interferometrii można bezpośrednio zmierzyć średnice kątowe wielu gwiazd. Inne metody mogą wykorzystywać zakrycia przez Księżyc lub zaćmienia w układach podwójnych, które można wykorzystać do testowania pośrednich metod wyznaczania promieni gwiazd. Tylko kilka nadolbrzymów może zostać przesłoniętych przez Księżyc, w tym Antares A (Alfa Scorpii A). Przykładami zaćmieniowych układów podwójnych są Epsilon Aurigae (Almaaz), VV Cephei i V766 Centauri (HR 5171). W zależności od długości fali światła, w którym obserwowana jest gwiazda, granica bardzo rozrzedzonej atmosfery może być widoczna w różnej odległości od środka jej tarczy, dlatego pomiary średnicy kątowej mogą być niespójne.

 
Czerwony nadolbrzym Stephenson 2-18, czerwony hiperolbrzym VY Canis Majoris i czerwony jasny nadolbrzym UY Scuti

Przy określaniu promieni największych gwiazd występują złożone problemy. Promienie lub średnice gwiazd są zwykle wyprowadzane w przybliżeniu przy użyciu prawa Stefana-Boltzmanna dla wydedukowanej jasności gwiazdy i efektywnej temperatury powierzchni. Odległości gwiazd i ich niepewność w przypadku większości gwiazd pozostają słabo określone. Wiele gwiazd nadolbrzymów ma rozdęte atmosfery i wiele znajduje się w nieprzezroczystych obłokach pyłu, co utrudnia wyznaczenie ich rzeczywistej temperatury efektywnej. Te atmosfery mogą również zmieniać się znacząco w czasie, regularnie lub nieregularnie pulsując w czasie kilku miesięcy lub lat – są to gwiazdy zmienne. To sprawia, że jasności gwiazd są określone z małą dokładnością, a to może znacząco zmieniać podane promienie.

Inne bezpośrednie metody określania promieni gwiazd polegają na zakryciach przez Księżyc lub zaćmieniach w układach podwójnych, które obserwuje się tylko dla bardzo małej liczby gwiazd.

Na tej liście znajdują się bardzo odległe gwiazdy pozagalaktyczne, które mogą mieć nieco inne właściwości i naturę niż obecnie największe znane gwiazdy w Drodze Mlecznej. Podejrzewa się, że niektóre czerwone nadolbrzymy w Obłokach Magellana mają nieco inne graniczne temperatury i jasność. Takie gwiazdy mogą przekraczać dopuszczalne granice, przechodząc duże erupcje lub zmieniając swoje typy widmowe w ciągu zaledwie kilku miesięcy. W Obłokach Magellana skatalogowano wiele czerwonych nadolbrzymów, z których wiele przekracza 700 promieni Słońca. Największe z nich mają około 1200–1300 R☉, chociaż kilka ostatnich odkryć ukazuje gwiazdy osiągające rozmiary >1500 R☉[1][2].

Lista edytuj

Lista największych znanych gwiazd
Nazwa gwiazdy Promień
[R☉] 		Metoda[a] Uwagi
Stephenson 2-18 2150[3] L/Teff W pobliżu masywnej gromady otwartej Stephenson 2, gdzie znajduje się 26 czerwonych nadolbrzymów
LGGS J004520.67+414717.3 1870[4]–2510[5]2126[6] L/Teff W Galaktyce Andromedy
VY Canis Majoris 2069[7][8] L/Teff Opisywana jako największa znana gwiazda na podstawie ocen rozmiaru od 1800 do 2100 promieni Słońca[9]. Starsze oceny promienia były bardzo rozbieżne, od 600 R☉[10] po ponad 3000 R☉[11].
IRAS 05346-6949 2064 L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
MY Cephei 1134[12]–2061[9] L/Teff Starsze oceny sugerowały promień do 2440 R☉ przy założeniu znacznie niższej temperatury[13].
WY Velorum A 2028[14] AD Gwiazda zmienna symbiotyczna zawierająca czerwonego nadolbrzyma
LGGS J013414.27+303417.7 1953[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
Orbita Saturna 1940–2169 Dla porównania
LGGS J004105.97+403407.9 1915[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
RX Telescopii 1898[14] AD
WOH S71 (LMC 23095) 1896[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
V538 Carinae 1870[14]–2264[15] AD
LGGS J013339.28+303118.8 1863[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
MG73 46 (MSX LMC 891) 1838[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J004539.99+415404.1 1792[2]–2377[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
WOH G64 1784–2481[16]1788[17] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J013312.26+310053.3 1765[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
WOH S274 1784[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
UY Scuti 1706 ± 192[18] AD Wartość obliczona dla odległości 2,9 kpc
HV 2242 (WOH S69) 1645[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
NML Cygni 1639 - 2775[19]

1183[20]

 L/Teff
SMC 78282 (PMMR 198) 1600[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
HV 5993 (WOH S464) 1531[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
RSGC1-F01 1530[22] L/Teff W gromadzie otwartej RSGC1
LGGS J004431.71+415629.1 1505[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
W61 8-88 (WOH S465) 1491[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J004336.68+410811.8 1485[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
HV 888 (WOH S140) 1477[23]–2377[24] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
UCAC4 116-007944 (MSX LMC 810) 1468[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
W60 A78 (WOH S459) 1445[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
HV 12998 (WOH S369) 1443[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
W60 A72 (WOH S453) 1441[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J013418.56+303808.6 1436[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
LGGS J003951.33+405303.7 1425[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
WOH S286 1417[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
AH Scorpii 1411 ± 124[18] L/Teff Jasność w zakresie widzialnym zmienia się o prawie 3m, jasność bolometryczna o ok. 20%. Zmiany średnicy nie są pewne ze względu na równoczesne zmiany temperatury.
LGGS J004428.48+415130.9 1410[4]–1504[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
WOH S281 (IRAS 05261-6614) 1376[24]–1459[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
IRAS 05280-6910 1367[16]–1738[25] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
S Persei 1364 ± 6[26] AD Czerwony nadolbrzym w podwójnej gromadzie Perseusza. Levsque i in. (2005) obliczyli promienie 780 R☉ i 1230 R☉ w oparciu o pomiary w paśmie K w podczerwieni[27]. Starsze oceny dawały wartości sięgające 2853 R☉ przy założeniu wyższej jasności[28].
LGGS J004306.62+413806.2 1346[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
RSGC1-F03 1325[3] L/Teff W gromadzie otwartej RSGC1
LGGS J004438.65+412934.1 1320[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
PMMR 62 1313[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
SW Cephei 1308[14] AD
SMC 18136 (PMMR 37) 1307[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
LGGS J013318.20+303134.0 1295[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
LMC 170079 1294[21] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J05294221-6857173 1292[29] L/Teff
Z Doradus 1271[21] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J004312.43+413747.1 1270[4]–1630[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004632.18+415935.8 1265[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J013412.27+305314.1 1258[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
LGGS J013310.71+302714.9 1252[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
LGGS J004514.91+413735.0 1250[4]–1575[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J013403.73+304202.4 1249[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
LGGS J004148.74+410843.0 1248[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004428.12+415502.9 1240[4]–1259[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
RSGC1-F09 1230[3] L/Teff W gromadzie otwartej RSGC1
LGGS J004633.38+415951.3 1229[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004416.28+412106.6 1222[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
SMC 5092 (PMMR 9) 1216[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
LGGS J004125.23+411208.9 1200[4]–1602[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J013423.29+305655.0 1199[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
HV 2532 (WOH S287) 1195[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
LGGS J004506.85+413408.2 1194[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
HD 90587 1191[14] AD
HV 2084 (PMMR 186) 1187[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
LGGS J004503.35+413026.3 1174[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004304.62+410348.4 1171[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004524.97+420727.2 1170[4]–1476[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004047.82+410936.4 1167[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
Westerlund 1-26 1165–1221[30] L/Teff Nietypowa gwiazda o bardzo niepewnych właściwościach, silne radioźródło. Widmo promieniowania jest zmienne, ale jasność wydaje się stała.
LGGS J004138.35+412320.7 1159[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J013353.91+302641.8 1157[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
RSGC1-F08 1150[9] L/Teff W gromadzie otwartej RSGC1.
W60 B90 (WOH S264) 1149[24]–2555[2] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J013356.84+304001.4 1149[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
HD 62745 1145[14] AD
LGGS J004347.31+411203.6 1143[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004047.22+404445.5 1140[4]–1379[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004035.08+404522.3 1140[4]–1354[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J013343.30+303318.9 1139[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
LGGS J003942.92+402051.1 1133[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004124.80+411634.7 1130[4]–1423[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J013233.77+302718.8 1129[29] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
HV 2781 (WOH S470) 1129[21] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
RSGC1-F02 1128[22] L/Teff W gromadzie otwartej RSGC1
SMC 56389 (PMMR 148) 1128[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
LGGS J013454.31+304109.8 1122[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
LGGS J004731.12+422749.1 1121[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004451.76+420006.0 1116[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J013400.91+303414.9 1115[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
ST Cephei 1109[14] AD
HV 2561(LMC 141430) 1107[21] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J004219.25+405116.4 1103[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
HD 102115 1100[14] AD
LGGS J004107.11+411635.6 1100[4]–1207[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004253.25+411613.9 1099[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004124.81+411206.1 1094[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004415.76+411750.7 1084[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004447.74+413050.0 1083[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J013416.89+305158.3 1081[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
LGGS J004031.00+404311.1 1080[4]–1383[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
SMC 49478 (PMMR 115) 1077[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
V366 Andromedae 1076[14] AD
LGGS J003943.89+402104.6 1076[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
Trumpler 27-1 1073[31] L/Teff W prawdopodobnej masywnej gromadzie otwartej Trumpler 27
LGGS J013336.64+303532.3 1073[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
HV 897 (WOH S161) 1073[21] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
SMC 20133 (PMMR 41) 1072[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
LMC 174714 1072[21] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J013326.90+310054.2 1071[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
LGGS J004531.13+414825.7 1070[4]–1420[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
IM Cassiopeiae 1068[14] AD
HV 11262 (PMMR 16) 1067[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
Orbita Jowisza 1064–1173 Dla porównania
LGGS J003811.56+402358.2 1060[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004030.64+404246.2 1060[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
HR 5171 Aa (V766 Centauri Aa) 1060–1160[32] L/Teff
LGGS J004631.49+421133.1 1060[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J003942.42+403204.1 1057[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004346.18+411515.0 1057[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004638.17+420008.9 1056[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004501.30+413922.5 1054[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
SMC 25879 (PMMR 54) 1053[21] L/Teff W Małym Obłoku Magellana
LGGS J013416.28+303353.5 1048[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
SU Persei 1048[14] AD
LGGS J013322.82+301910.9 1048[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
RSGC1-F05 1047[3] L/Teff W gromadzie otwartej RSGC1
LGGS J013328.85+310041.7 1046[5] L/Teff W Galaktyce Trójkąta
WX Piscium 1044[33] L/Teff
WOH G371 (LMC 146126) 1043[21] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
WOH S327 (LMC 142202) 1043[21] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
V358 Cassiopeiae 1043[34] AD Czerwony hiperolbrzym w gwiazdozbiorze Kasjopei[35]
LGGS J003910.56+402545.6 1042[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004114.18+403759.8 1040[4]–1249[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J003912.77+404412.1 1037[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004507.90+413427.4 1034[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004406.60+411536.6 1033[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
IRAS 04509-6922 1027[36] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
AS Cephei 1026[14] AD
LGGS J004120.25+403838.1 1021[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004108.42+410655.3 1021[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004125.72+411212.7 1020[4]–1359[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004059.50+404542.6 1020[4]–1367[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004607.45+414544.6 1018[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
HD 167861 1016[14] AD
LGGS J004305.77+410742.5 1015[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004424.94+412322.3 1013[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
HV 986 (WOH S368) 1010[37] L/Teff W Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J004415.17+415640.6 1008[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
LGGS J004118.29+404940.3 1005[5] L/Teff W Galaktyce Andromedy
Wybrane gwiazdy o promieniu mniejszym niż 1000 promieni Słońca, dla porównania
CZ Hydrae 986[38] L/Teff Jedna z najchłodniejszych gwiazd, o temperaturze 2000 K[38]
Gwiazda Granat (Mi Cephei) 972 ± 228[39] L/Teff Gwiazda zmienna półregularna, jedna z najczerwieńszych na niebie. Na podstawie średnicy kątowej jej rozmiar oceniano nawet na 1650 R☉[40]
V602 Carinae 932[31]–1151[14] AD
Betelgeza (Alfa Orionis) 764+116−62[41] AD Najjaśniejszy czerwony nadolbrzym na ziemskim niebie
Antares (Alfa Scorpii A) 707[14] AD Starsze, zawyżone oceny rozmiaru zapewne wynikały z asymetrii atmosfery gwiazdy[42]
V354 Cephei 685[31] AD
HV 2112 675-1193 Kandydat na Obiekt Thorne-Żytkow
Ro Cassiopeiae 636-981 Żółty hiperolbrzym, jeden z najrzadszych rodzajów gwiazd
119 Tauri (CE Tauri) 587–593[43] (–608[44]) AD Zakrywana przez Księżyc, co pozwala na dokładne wyznaczenie średnicy kątowej
VV Cephei A 516[15]–1000[45] EB Silnie zdeformowana gwiazda w ciasnym układzie podwójnym, tracąca masę na rzecz drugiego składnika przynajmniej podczas części orbity. Starsze oceny promienia sięgały 1900 R☉[27]
V382 Carinae (x Carinae) 485 ± 40[46] AD Żółty hiperolbrzym, jeden z najrzadszych rodzajów gwiazd
La Superba (Y Canum Venaticorum) 422 Jedna z najchłodniejszych gwiazd, gwiazda węglowa
Gwiazda Pistolet 306[47]-420[48] Błękitny hiperolbrzym o masie od 27 mas Słońca do 90 mas największego składnika Układu Słonecznego
V509 Cassiopeiae 400–900[49] AD Żółty hiperolbrzym, jeden z najrzadszych rodzajów gwiazd
V1427 Aquilae 400–450[32] DSKE V1427 Aquilae może być żółtym hiperolbrzymem lub mniej jasną gwiazdą
CW Leonis 390[50]–826[51] L/Teff Najjaśniejsza na niebie gwiazda węglowa
Wewnętrzny skraj pasa planetoid 380 Dla porównania
AH Scorpii 360[31] L/Teff AH Sco zmienia jasność obserwowaną o prawie trzy wielkości gwiazdowe w zakresie widzialnym, a całkowitą jasność o ok. 20%. Zmiany promienia nie są dobrze określone, bo zmienia się także temperatura gwiazdy.
V1302 Aquilae 357[52] L/Teff Żółty hiperolbrzym, który zwiększył temperaturę do zakresu spotykanego wśród gwiazd LBV. De Beck i in. (2010) obliczyli promień 1342 R☉ przy założeniu znacznie niższej temperatury[51].
Mira A (Omicron Ceti) 332–402[53] AD Prototypowa miryda. De Beck i in. (2010) obliczyli promień 541 R☉[51].
R Doradus 298[54] AD Pod względem rozmiarów kątowych druga co do wielkości gwiazda na niebie, po Słońcu
Orbita Marsa 297-358 Dla porównania
Słońce jako czerwony olbrzym 256[55] W tej fazie Słońce pochłonie Merkurego, Wenus, a być może także Ziemię, chociaż promień jej orbity wzrośnie wraz z utratą 1/3 masy przez Słońce. Podczas „spalania” helu gwiazda skurczy się do 10 R☉, ale później ponownie zwiększy promień, stając się niestabilną gwiazdą AGB, po czym odrzuci zewnętrzne warstwy tworząc mgławicę planetarną[56][57]. Dla porównania
AG Carinae ~250 Może mieć średnicę do 500 średnic Słońca, jest gwiazdą zmienną typu S Doradus
Eta Carinae A ~240[58] Była uznawana za najmasywniejszą znaną gwiazdę, aż w 2005 roku stwierdzono, że jest to układ podwójny. W trakcie wielkiej erupcji w XIX wieku miała rozmiar około 1400 R☉[59], obecnie oblicza się jej promień na od 60 do 881 R☉[60].
Orbita Ziemi 215 (211–219) Dla porównania
Deneb 203 Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Łabędzia
Orbita Wenus 154–157 Dla porównania
Sadr 150 Druga co do jasności gwiazda w konstelacji Łabędzia, nadolbrzym typu F
Epsilon Aurigae A (Almaaz A) 143–358[61] AD W 1970 spekulowano, że jest to największa gwiazda o promieniu 2000–3000 R☉[62], ale okazało się, że gwiazdę otacza rozległy dysk pyłowy
Gacrux 120 Klasyczny przykład "czerwonego olbrzyma"
WR 102ka 92[63] AD W centrum Mgławicy Piwonia, jedna z najjaśniejszych gwiazd Drogi Mlecznej
Rigel 78.9 Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Oriona, nadolbrzym typu B
Kanopus (Alfa Carinae) 71[64] AD Druga co do jasności gwiazda nocnego nieba
Orbita Merkurego 66–100 Dla porównania
LBV 1806-20 46–145[65] L/Teff Była kandydatka na najjaśniejszą gwiazdę Drogi Mlecznej z jasnością szacowaną początkowo na 40 milionów L☉[66], obecnie na 2 miliony L☉[67][68].
Aldebaran (Alfa Tauri) 43,06[14] AD Czternasta co do jasności gwiazda na nocnym niebie
Polaris (Alfa Ursae Minoris) 37,5[69] AD Północna Gwiazda Polarna
R136a1 28,8[70]–35,4[71] AD Najmasywniejsza i najjaśniejsza znana gwiazda (315 M☉; 8,71 miliona L☉), w Wielkim Obłoku Magellana.
Arktur (Alfa Boötis) 24,25[14] AD Najjaśniejsza gwiazda północnej półkuli niebieskiej
HDE 226868 20–22[72] Towarzyszka czarnej dziury Cygnus X-1. Czarna dziura jest około 500 000 razy mniejsza niż gwiazda
Zeta Puppis 14-26 Nadolbrzym typu O
Kapella Aa 11.98 Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Woźnicy
Pollux 9,06 Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Bliźniąt, posiada planetę większą niż Jowisz
Spica A 7.47 Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Panny
Bellatrix 5,75 Trzecia co do jasności gwiazda w konstelacji Oriona
Regulus A 4,35 Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Lwa
Wega 2,5 Piąta co do jasności gwiazda na nocnym niebie
Syriusz A 1,71 Najjaśniejsza gwiazda na nocnym niebie, główny składnik układu podwójnego
Altair 1,63 - 2,03 Dwunasta co do jasności gwiazda na nocnym niebie
Alpha Centauri A (Rigil Kentaurus) 1,21 Trzecia co do jasności gwiazda na nocnym niebie
Słońce 1 Największy obiekt w Układzie Słonecznym (dla porównania)

Zobacz też edytuj

Uwagi edytuj

  1. ↑ Metody wyznaczenia promienia:
    • AD: na podstawie średnicy kątowej i odległości
    • L/Teff: na podstawie jasności bolometrycznej i temperatury efektywnej
    • DSKE: na podstawie emisji z dysku
    • EB: na podstawie obserwacji zaćmienia w układzie podwójnym.

Przypisy edytuj

  1. ↑ Emily M. Levesque, Philip Massey, K.A.G. Olsen, Bertrand Plez, Georges Meynet, Andre Maeder. The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity. „Astrophysical Journal”. 645 (2). DOI: 10.1086/504417. arXiv:astro-ph/0603596. Bibcode: 2006ApJ...645.1102L. 
  2. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o Yi Ren, Bi-Wei Jiang, On the Granulation and Irregular Variation of Red Supergiants, „Astrophysical Journal”, 1, 898, 2020, s. 24, DOI: 10.3847/1538-4357/ab9c17, ISSN 1538-4357 (ang.).
  3. ↑ a b c d Thomas K.T. Fok, Jun-ichi Nakashima, Bosco H.K. Yung, Chih-Hao Hsia i inni. Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters. „Astrophysical Journal”. 760 (1), s. 65, 2012. DOI: 10.1088/0004-637X/760/1/65. arXiv:1209.6427. Bibcode: 2012ApJ...760...65F. (ang.). 
  4. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p Philip Massey, Kate Anne Evans, The Red Supergiant Content of M31, „Astrophysical Journal”, 2, 826, 2016, s. 224, DOI: 10.3847/0004-637X/826/2/224, Bibcode: 2016ApJ...826..224M, arXiv:1605.07900.
  5. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad ae af ag ah ai aj ak al am an ao ap aq ar as at au av aw ax ay az ba bb bc bd be bf bg bh bi bj bk bl bm bn bo bp bq br bs bt bu bv bw bx by bz ca cb Michael S. Gordon, Roberta M. Humphreys, Terry J. Jones. Luminous and Variable Stars in M31 and M33. III. The Yellow and Red Supergiants and Post-red Supergiant Evolution. „The Astrophysical Journal”. 825 (1), s. 50, 2016. DOI: 10.3847/0004-637X/825/1/50. ISSN 0004-637X. (ang.). 
  6. ↑ Yi Ren, B.W. Jiang, On Granulation and Irregular Variation of Red Supergiants, „arXiv [astro-ph]”, 2020, DOI: 10.3847/1538-4357/ab9c17, arXiv:2006.06605 [dostęp 2020-12-09].
  7. ↑ David A. Neufeld, Karl M. Menten, Carlos Durán, Rolf Güsten i inni. Terahertz Water Masers: II. Further SOFIA/GREAT Detections toward Circumstellar Outflows, and a Multitransition Analysis. „arXiv [astro-ph]”, 2020-11-03. arXiv:2011.01807. (ang.). 
  8. ↑ Mikako Matsuura, J.A. Yates, M.J. Barlow, B. M. Swinyard i inni. Herschel SPIRE and PACS observations of the red supergiant VY CMa: analysis of the molecular line spectra. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 437 (1), s. 532–546, 2013-10-30. DOI: 10.1093/mnras/stt1906. arXiv:1310.2947. ISSN 0035-8711. (ang.). 
  9. ↑ a b c Roberta M. Humphreys, VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity, „arXiv”, 2006, Bibcode: 2006astro.ph.10433H, arXiv:astro-ph/0610433 (ang.).
  10. ↑ Philip Massey, Emily M. Levesque, Bertrand Plez, Bringing VY Canis Majoris Down to Size: An Improved Determination of Its Effective Temperature, „Astrophysical Journal”, 2, 646, 2006, s. 1203–1208, DOI: 10.1086/505025, arXiv:astro-ph/0604253.
  11. ↑ J.D. Monnier i inni, High-Resolution Imaging of Dust Shells by Using Keck Aperture Masking and the IOTA Interferometer, „Astrophysical Journal”, 1, 605, 2004, s. 436–461, DOI: 10.1086/382218, Bibcode: 2004ApJ...605..436M, arXiv:astro-ph/0401363.
  12. ↑ Emma R Beasor, Ben Davies, B Arroyo-Torres, A Chiavassa i inni. The evolution of red supergiant mass-loss rates. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 475 (1), s. 55, 2018. DOI: 10.1093/mnras/stx3174. arXiv:1712.01852. Bibcode: 2018MNRAS.475...55B. (ang.). 
  13. ↑ W.M Fawley, M Cohen, The open cluster NGC 7419 and its M7 supergiant IRC +60375, „Astrophysical Journal”, 193, 1974, s. 367, DOI: 10.1086/153171, Bibcode: 1974ApJ...193..367F.
  14. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q P. Cruzalèbes i inni, A catalogue of stellar diameters and fluxes for mid-infrared interferometry, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 3, 490, 2019, s. 3158–3176, DOI: 10.1093/mnras/stz2803, Bibcode: 2019MNRAS.490.3158C, arXiv:1910.00542.
  15. ↑ a b Keivan G. Stassun i inni, The revised TESS Input Catalog and Candidate Target List, „The Astronomical Journal”, 4, 158, 2019, DOI: 10.3847/1538-3881/ab3467, Bibcode: 2019AJ....158..138S, arXiv:1905.10694.
  16. ↑ a b Steven R. Goldman, Jacco Th. van Loon, The wind speeds, dust content, and mass-loss rates of evolved AGB and RSG stars at varying metallicity, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 1, 465, 2016, s. 403–433, DOI: 10.1093/mnras/stw2708, Bibcode: 2017MNRAS.465..403G, arXiv:1610.05761.
  17. ↑ Martin A.T. Groenewegen, Greg C. Sloan, Luminosities and mass-loss rates of Local Group AGB stars and Red Supergiants, „Astronomy & Astrophysics”, 609, 2018, A114, DOI: 10.1051/0004-6361/201731089, ISSN 0004-6361, arXiv:1711.07803 [dostęp 2020-12-09].
  18. ↑ a b B. Arroyo-Torres i inni, The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii, „Astronomy & Astrophysics”, 554, 2013, A76, DOI: 10.1051/0004-6361/201220920.
  19. ↑ B. Zhang i inni, The distance and size of the red hypergiant NML Cygni from VLBA and VLA astrometry, „Astronomy & Astrophysics”, 544, 2012, A42, DOI: 10.1051/0004-6361/201219587, ISSN 0004-6361 [dostęp 2020-12-09] (ang.).
  20. ↑ E. De Beck i inni, Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles - II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae, „Astronomy & Astrophysics”, 523, 2010, A18, DOI: 10.1051/0004-6361/200913771, ISSN 0004-6361, arXiv:1008.1083 [dostęp 2020-12-09].
  21. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Brooke Dicenzo, Emily M. Levesque, Atomic Absorption Line Diagnostics for the Physical Properties of Red Supergiants, „The Astronomical Journal”, 4, 157, 2019, DOI: 10.3847/1538-3881/ab01cb, Bibcode: 2019AJ....157..167D, arXiv:1902.01862.
  22. ↑ a b Roberta M. Humphreys i inni, Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants, „arXiv e-prints”, 2020, DOI: 10.3847/1538-3881/abab15, Bibcode: 2020AJ....160..145H, arXiv:2008.01108 (ang.).
  23. ↑ D. Kamath, P.R. Wood, H. Van Winckel. Optically visible post-AGB stars, post-RGB stars and young stellar objects in the Large Magellanic Cloud. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 454 (2), s. 1468–1502, 2015. DOI: 10.1093/mnras/stv1202. arXiv:1508.00670. Bibcode: 2015MNRAS.454.1468K. (ang.). 
  24. ↑ a b c Martin A.T. Groenewegen, Greg C. Sloan, Luminosities and mass-loss rates of Local Group AGB stars and Red Supergiants, „Astronomy & Astrophysics”, 609, 2018, A114, DOI: 10.1051/0004-6361/201731089, ISSN 0004-6361, arXiv:1711.07803.
  25. ↑ Mikako Matsuura, B. Sargent, Bruce Swinyard, Jeremy Yates i inni. The mass-loss rates of red supergiants at low metallicity: Detection of rotational CO emission from two red supergiants in the Large Magellanic Cloud. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 462 (3), s. 2995, 2016. DOI: 10.1093/mnras/stw1853. arXiv:1608.01729. Bibcode: 2016MNRAS.462.2995M. (ang.). 
  26. ↑ Ryan P. Norris: Seeing Stars Like Never Before: A Long-term Interferometric Imaging Survey of Red Supergiants. Georgia State University, 2019. (ang.).
  27. ↑ a b Tabela 4 w Emily M. Levesque i inni, The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought, „Astrophysical Journal”, 2, 628, 2005, s. 973–985, DOI: 10.1086/430901, Bibcode: 2005ApJ...628..973L, arXiv:astro-ph/0504337.
  28. ↑ C. De Jager, H. Nieuwenhuijzen, K.A. Van Der Hucht, Mass loss rates in the Hertzsprung-Russell diagram, „Astronomy and Astrophysics Supplement Series”, 72, 1988, s. 259, ISSN 0365-0138, Bibcode: 1988A&AS...72..259D.
  29. ↑ a b Maria R. Drout, Philip Massey, Georges Meynet, The yellow and red supergiants of M33, „Astrophysical Journal”, 2, 750, 2012, s. 97, DOI: 10.1088/0004-637X/750/2/97, arXiv:1203.0247.
  30. ↑ Aura Arévalo, The Red Supergiants in the Supermassive Stellar Cluster Westerlund 1, 2019, DOI: 10.11606/D.14.2019.tde-12092018-161841 (ang.).
  31. ↑ a b c d M. Messineo, A.G.A. Brown, A Catalog of Known Galactic K-M Stars of Class I Candidate Red Supergiants in Gaia DR2, „The Astronomical Journal”, 1, 158, 2019, s. 20, DOI: 10.3847/1538-3881/ab1cbd, Bibcode: 2019AJ....158...20M, arXiv:1905.03744.
  32. ↑ a b A.M. van Genderen i inni, Pulsations, eruptions, and evolution of four żółty hiperolbrzyms, „Astronomy and Astrophysics”, 631, 2019, A48, DOI: 10.1051/0004-6361/201834358, Bibcode: 2019A&A...631A..48V, arXiv:1910.02460.
  33. ↑ F. L Schöier i inni, The abundance of HCN in circumstellar envelopes of AGB stars of different chemical type, „Astronomy & Astrophysics”, 550, 2013, A78, DOI: 10.1051/0004-6361/201220400, Bibcode: 2013A&A...550A..78S, arXiv:1301.2129.
  34. ↑ L. Bourgés i inni, The JMMC Stellar Diameters Catalog v2 (JSDC): A New Release Based on SearchCal Improvements, „Astronomical Data Analysis Software and Systems XXIII”, 485, 2014, s. 223, ISSN 1050-3390, Bibcode: 2014ASPC..485..223B (ang.).
  35. ↑ I. McDonald, A.A. Zijlstra, M.L. Boyer, Fundamental Parameters and Infrared Excesses of Hipparcos Stars, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 1, 427, 2012, s. 343–57, DOI: 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x, Bibcode: 2012MNRAS.427..343M, arXiv:1208.2037.
  36. ↑ Steve Goldman: The metallicity dependence of maser emission and mass loss from red supergiants and asymptotic giant branch star. Keele University, 2017. (ang.).
  37. ↑ https://iopscience.iop.org/article/10.1086/520797/pdf.
  38. ↑ a b Emelie Siderud: Dust emission modelling of AGB stars. 2020. (ang.).
  39. ↑ M. Montargès, W. Homan, D. Keller, N. Clementel i inni. NOEMA maps the CO J = 2 − 1 environment of the red supergiant μ Cep. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 485 (2), s. 2417–2430, 2019. DOI: 10.1093/mnras/stz397. arXiv:1903.07129. Bibcode: 2019MNRAS.485.2417M. (ang.). 
  40. ↑ Jim Kaler: GARNET STAR (Mu Cephei). STARS. [dostęp 2020-12-05]. (ang.).
  41. ↑ Meridith Joyce, Shing-Chi Leung, László Molnár, Michael Ireland i inni. Standing on the Shoulders of Giants: New Mass and Distance Estimates for Betelgeuse through Combined Evolutionary, Asteroseismic, and Hydrodynamic Simulations with MESA. „The Astrophysical Journal”. 902 (1), s. 63, 2020. DOI: 10.3847/1538-4357/abb8db. arXiv:2006.09837. Bibcode: 2020ApJ...902...63J. (ang.). 
  42. ↑ K. Ohnaka, K.-H. Hofmann, D. Schertl, G. Weigelt i inni. High spectral resolution imaging of the dynamical atmosphere of the red supergiant Antares in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER. „Astronomy & Astrophysics”. 555, s. A24, 2013. DOI: 10.1051/0004-6361/201321063. arXiv:1304.4800. Bibcode: 2013A&A...555A..24O. (ang.). 
  43. ↑ M. Montargès i inni, The convective photosphere of the red supergiant CE Tau. I. VLTI/PIONIER H-band interferometric imaging, „Astronomy & Astrophysics”, 12, 614, 2018, A12, DOI: 10.1051/0004-6361/201731471, Bibcode: 2018A&A...614A..12M, arXiv:1802.06086.
  44. ↑ Greg Parker, The second reddest star in the sky – 119 Tauri, CE Tauri, New Forest Observatory, 2 lipca 2012 [dostęp 2019-01-04] [zarchiwizowane z adresu 2018-08-25].
  45. ↑ E. Pollmann i inni, Periodic Hα Emission in the Eclipsing Binary VV Cephei, „Information Bulletin on Variable Stars”, 2018, DOI: 10.22444/IBVS.6249, Bibcode: 2018IBVS.6249....1P.
  46. ↑ M.A.T. Groenewegen, Analysing the spectral energy distributions of Galactic classical Cepheids, „Astronomy and Astrophysics”, 635, 2020, DOI: 10.1051/0004-6361/201937060, Bibcode: 2020A&A...635A..33G, arXiv:2002.02186.
  47. ↑ F. Najarro i inni, Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet Cluster, „Astrophysical Journal”, 2, 691, 2009, s. 1816–1827, DOI: 10.1088/0004-637X/691/2/1816, Bibcode: 2009ApJ...691.1816N, arXiv:0809.3185.
  48. ↑ R.M. Lau i inni, Nature Versus Nurture: Luminous Blue Variable Nebulae in and Near Massive Stellar Clusters at the Galactic Center, „The Astrophysical Journal”, 785 (2), 2014, s. 120, DOI: 10.1088/0004-637X/785/2/120, Bibcode: 2014ApJ...785..120L, arXiv:1403.5298.
  49. ↑ H. Nieuwenhuijzen i inni, The hypergiant HR 8752 evolving through the yellow evolutionary void, „Astronomy & Astrophysics”, 546, 2012, A105, DOI: 10.1051/0004-6361/201117166, Bibcode: 2012A&A...546A.105N.
  50. ↑ A.B. Men’shchikov1 i inni, Structure and physical properties of the rapidly evolving dusty envelope of IRC +10216 reconstructed by detailed two-dimensional radiative transfer modeling, „Astronomy and Astrophysics”, 3, 392, 2001, s. 921–929, DOI: 10.1051/0004-6361:20020954, Bibcode: 2002A&A...392..921M, arXiv:astro-ph/0206410.
  51. ↑ a b c E. De Beck i inni, Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles. II. CO line survey of evolved stars: Derivation of mass-loss rate formulae, „Astronomy and Astrophysics”, 523, 2010, A18, DOI: 10.1051/0004-6361/200913771, Bibcode: 2010A&A...523A..18D, arXiv:1008.1083.
  52. ↑ Dinh-V.-Trung i inni, Probing the Mass-Loss History of the żółty hiperolbrzym IRC+10420, „Astrophysical Journal”, 1, 697, 2009, s. 409–419, DOI: 10.1088/0004-637X/697/1/409, Bibcode: 2009ApJ...697..409D, arXiv:0903.3714.
  53. ↑ H.C. Woodruff i inni, Interferometric observations of the Mira star o Ceti with the VLTI/VINCI instrument in the near-infrared, „Astronomy & Astrophysics”, 2, 421, 2004, s. 703–714, DOI: 10.1051/0004-6361:20035826, Bibcode: 2004A&A...421..703W, arXiv:astro-ph/0404248.
  54. ↑ Keiichi Ohnaka, Gerd Weigelt, Karl-Heinz Hofmann, Infrared Interferometric Three-dimensional Diagnosis of the Atmospheric Dynamics of the AGB Star R Dor with VLTI/AMBER, „Astrophysical Journal”, 1, 883, 2019, s. 89, DOI: 10.3847/1538-4357/ab3d2a, Bibcode: 2019ApJ...883...89O, arXiv:1908.06997.
  55. ↑ K.R. Rybicki, C. Denis, On the Final Destiny of the Earth and the Solar System, „Icarus”, 1, 151, 2001, s. 130–137, DOI: 10.1006/icar.2001.6591, Bibcode: 2001Icar..151..130R.
  56. ↑ K.-P. Schröder, R. Connon Smith, Distant future of the Sun and Earth revisited, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 1, 386, 2008, s. 155–163, DOI: 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x, Bibcode: 2008MNRAS.386..155S, arXiv:0801.4031.
  57. ↑ E. Vassiliadis, P.R. Wood, Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss, „Astrophysical Journal”, 413, 1993, s. 641, DOI: 10.1086/173033, Bibcode: 1993ApJ...413..641V.
  58. ↑ T.R. Gull, A. Damineli, JD13 – Eta Carinae in the Context of the Most Massive Stars, „Proceedings of the International Astronomical Union”, 5, 2010, s. 373–398, DOI: 10.1017/S1743921310009890, Bibcode: 2010HiA....15..373G, arXiv:0910.3158.
  59. ↑ Nathan Smith, Explosions triggered by violent binary-star collisions: Application to Eta Carinae and other eruptive transients, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 3, 415, 2011, s. 2020–2024, DOI: 10.1111/j.1365-2966.2011.18607.x, Bibcode: 2011MNRAS.415.2020S, arXiv:1010.3770.
  60. ↑ D. John Hillier i inni, On the Nature of the Central Source in η Carinae, „The Astrophysical Journal”, 837, 553, 2001, s. 837, DOI: 10.1086/320948, Bibcode: 2001ApJ...553..837H.
  61. ↑ B.K. Kloppenborg i inni, Interferometry of ɛ Aurigae: Characterization of the Asymmetric Eclipsing Disk, „The Astrophysical Journal Supplement Series”, 1, 220, 2015, s. 14, DOI: 10.1088/0067-0049/220/1/14, Bibcode: 2015ApJS..220...14K, arXiv:1508.01909.
  62. ↑ Ask Andy: The Biggest Star, „Ottawa Citizen”, 1970, s. 23.
  63. ↑ A. Barniske, L.M. Oskinova, W. -R. Hamann, Two extremely luminous WN stars in the Galactic center with circumstellar emission from dust and gas, „Astronomy and Astrophysics”, 3, 486, 2008, s. 971, DOI: 10.1051/0004-6361:200809568, Bibcode: 2008A&A...486..971B, arXiv:0807.2476.
  64. ↑ P. Cruzalebes i inni, Fundamental parameters of 16 late-type stars derived from their angular diameter measured with VLTI/AMBER, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 1, 434, 2013, s. 437–450, DOI: 10.1093/mnras/stt1037, Bibcode: 2013MNRAS.434..437C, arXiv:1306.3288.
  65. ↑ S.S. Eikenberry i inni, Infrared Observations of the Candidate LBV 1806-20 and Nearby Cluster Stars, „Astrophysical Journal”, 1, 616, 2004, s. 506–518, DOI: 10.1086/422180, Bibcode: 2004ApJ...616..506E, arXiv:astro-ph/0404435.
  66. ↑ Meghan Kennedy, LBV 1806-20 AB? [online], SolStation [dostęp 2017-10-28] [zarchiwizowane z adresu 2017-11-13].
  67. ↑ D.F. Figer, F. Najarro, R.P. Kudritzki, The Double-lined Spectrum of LBV 1806-20, „Astrophysical Journal”, 2, 610, 2004, L109–L112, DOI: 10.1086/423306, Bibcode: 2004ApJ...610L.109F, arXiv:astro-ph/0406316.
  68. ↑ Y. Nazé, G. Rauw, D. Hutsemékers, The first X-ray survey of Galactic luminous blue variables, „Astronomy & Astrophysics”, 47, 538, 2012, A47, DOI: 10.1051/0004-6361/201118040, Bibcode: 2012A&A...538A..47N, arXiv:1111.6375.
  69. ↑ Y.A. Fadeyev, Evolutionary status of Polaris, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 1, 449, 2015, s. 1011–1017, DOI: 10.1093/mnras/stv412, Bibcode: 2015MNRAS.449.1011F, arXiv:1502.06463.
  70. ↑ R. Hainich i inni, The Wolf–Rayet stars in the Large Magellanic Cloud, „Astronomy & Astrophysics”, 27, 565, 2014, A27, DOI: 10.1051/0004-6361/201322696, Bibcode: 2014A&A...565A..27H, arXiv:1401.5474.
  71. ↑ P.A. Crowther i inni, The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 2, 408, 2010, s. 731–751, DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x, Bibcode: 2010MNRAS.408..731C, arXiv:1007.3284.
  72. ↑ J. Ziółkowski, Evolutionary constraints on the masses of the components of HDE 226868/Cyg X-1 binary system, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 3, 358, 2005, s. 851–859, DOI: 10.1111/j.1365-2966.2005.08796.x, Bibcode: 2005MNRAS.358..851Z, arXiv:astro-ph/0501102. Note: For radius, see Table 1 with d=2 kpc.

Linki zewnętrzne edytuj

Źródło: „https://pl.wikipedia.org/w/index.php?title=Lista_największych_gwiazd&oldid=70747835”