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Il diagramma Hertzsprung-Russell. Le supegiganti blu occupano la parte alta sinistra del diagramma

Le supergiganti blu sono stelle che, nella classificazione di Yerkes, hanno classe di luminosità I e classe spettrale O o B. A volte vengono incluse fra le supergiganti blu anche le supergiganti di classe spettrale A o almeno quelle appartenenti alle prime sottoclassi della classe A[1][2]. Si tratta di stelle molte calde con temperature superficiali comprese fra circa 8000 K e 50000 K e molto luminose (da 10000 a milioni di volte la luminosità del Sole[3]), che occupano, quindi, la parte alta sinistra del diagramma H-R, a destra della sequenza principale. Hanno dimensioni ragguardevoli, maggiori di quella del Sole, ma non raggiungono quelle delle supergiganti rosse. Rappresentano uno stadio evolutivo avanzato delle stelle più massicce; essendo queste ultime stelle molto rare, lo sono anche le supergiganti blu. Le stelle più luminose conosciute sono supergiganti blu.

Classificazione

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Le stelle che appartengono alla classe delle supergiganti esibiscono linee spettrali molto più fini rispetto alle stelle appartenenti alla sequenza principale. Le linee assottigliate si presentano solitamente quando l'atmosfera di una stella è molto rarefatta[4]. D'altra parte, una atmosfera rarefatta è indice del fatto che la stella si è espansa, aumentando il suo volume e, di conseguenza, anche la sua superficie radiante, facendo innalzare la luminosità della stella[5]. L'assottigliamento delle linee spettrali è più pronunciato nelle stelle supergiganti rispetto a quelle giganti, indicando una enorme superficie radiante e quindi una luminosità molto elevata. Le stelle supergiganti occupano quindi solitamente la regione superiore del diagramma Hertzsprung-Russell, quella riservata alle stelle più luminose aventi magnitudine assoluta compresa fra −5 e −12[6]. Tuttavia, vi sono altri tipi di supergiganti, in cui l'assottigliamento delle linee spettrali è dovuto ad altri fenomeni, come per esempio le stelle Be.

La classe delle supergiganti è ulteriormente divisa in due sottoclassi, quella delle supergiganti meno luminose, indicata con Ib, e quella delle supergiganti brillanti indicata con Ia. L'indicazione Iab per riferirsi a una classe intermedia fra le due è abbastanza usuale. Stelle eccezionalmente luminose, aventi gravità superficiali estremamente basse, con segni di grandi perdite di massa vengono a volte designate con la classe di luminosità 0 (zero), sebbene ciò sia abbastanza raro[7]. Più frequenti sono le designazioni Ia-0 o Ia+[8]. Queste supergiganti eccezionalmente luminose vengono talvolta chiamate ipergiganti[9].

Le supergiganti blu si distinguono dalle altre supergiganti per essere le più calde. Esse appartengono alle classe spettrali O e B; a volte vengono incluse fra le supergiganti blu anche le stelle di classe A, specie quelle più calde di questa classe[1][2]. Non c'è dunque una precisa linea di confine fra le supergiganti blu e le meno calde supergiganti gialle.

Evoluzione

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Tracce evolutive nel diagramma H-R di stelle con massa iniziale di 0,4 2 15 e 60 M⊙

Le supergiganti sono uno stadio avanzato dell'evoluzione delle stelle più massicce, aventi una massa iniziale superiore a ≈10 M⊙. Durante la loro fase di permanenza nella sequenza principale tali stelle si presentano come molto calde e luminose, a causa della rapida fusione dell'idrogeno tramite il ciclo CNO nei loro nuclei convettivi, e appartengono alle prime sottoclassi della classe B o alle ultime sottoclassi della classe O e di conseguenza si presentano di colore azzurro-blu. Esse hanno temperature superficiali comprese superiori ai 25000 K e luminosità superiori a 10.000 L☉. Contrariamente a quanto avviene nel Sole, gli strati superficiali di queste stelle non sono convettivi[10]. Bruciando molto velocemente il loro combustibile nucleare, queste stelle esauriscono l'idrogeno nei loro nuclei in pochi milioni di anni, un tempo molto più breve di quello di una stella come il Sole, che impiega diversi miliardi di anni per compiere lo stesso percorso evolutivo.

Alla fine della loro permanenza nella sequenza principale, queste stelle presentano un nucleo di elio molto massiccio, che, non più sostenuto dalle reazioni nucleari di fusione dell'idrogeno, si contrae e aumenta la sua temperatura. La fusione dell'idrogeno continua invece in un guscio che circonda tale nucleo[10]. La contrazione del nucleo e l'innalzamento della sua temperatura causa l'espansione dell'inviluppo di idrogeno che circonda la zona centrale, in cui avvengono le reazioni nucleari[11]. Espandendosi, tali stelle tendono a sviluppare temperature superficiali più basse e a spostarsi quindi verso destra nel diagramma HR, verso la zona delle supergiganti rosse. Questo processo è molto simile a quello che avviene nelle stelle meno massicce, appartenenti al ramo delle giganti rosse. Nel caso delle supergiganti, tuttavia, in ragione della loro massa maggiore, l'espansione dilata il volume della stella fino a dimensioni enormi. Il raggio di una supergigante rossa può superare di gran lunga i 1000 R☉.

Le supergiganti blu sono di due tipi: o si tratta di stelle che hanno appena lasciato la sequenza principale e che hanno iniziato il loro tragitto verso la zona delle supergiganti rosse oppure erano supergiganti rosse che a seguito di perdite di massa, del flash dell'elio o di altri meccanismi come la opacizzazione di alcuni strati interni sono tornate a contrarsi e hanno ripercorso a ritroso il tragitto verso la zona delle supergiganti blu[12]. Un possibile modo per distinguere i due tipi di supergiganti blu si basa sulla misura delle abbondanze degli elementi prodotti dal ciclo CNO sulla superficie della stella. Infatti, durante lo stadio di supergigante rossa tali prodotti vengono portati in superficie dal dragaggio e quindi le loro abbondanze risultano molto maggiori nelle supergiganti blu che sono passate attraverso tale stadio[13].

Quando diventano supergiganti le stelle massicce, oltre a dilatarsi, aumentano la loro luminosità. Tuttavia, l'innalzamento di luminosità a cui le supergiganti blu vanno incontro dopo l'abbandono della sequenza principale è molto meno drammatico di quello che avviene nelle stelle di massa intermedia, quando diventano stelle giganti. Una stella gigante, specie se appartiene al ramo ramo asintotico delle giganti, può avere una luminosità diverse migliaia di volte maggiore rispetto alla stella di sequenza principale da cui si è evoluta, mentre le supergiganti innalzano la loro luminosità di circa tre-cinque volte. Di conseguenza, mentre le stelle con massa simile a quella del Sole percorrono una traccia nel diagramma H-R che le porta verso l'alto e verso la destra nel diagramma stesso, le supergiganti lasciano una traccia quasi orizzontale nel diagramma, dalla parte alta sinistra alla parte alta destra (si ricordi che la scala del diagramma HR in ascissa è logaritmica). Tendenzialmente più una stella è massiccia, meno marcato sarà l'innalzamento della sua luminosità quando esce dalla sequenza principale[10]. Ciò è determinato dal fatto che nelle stelle di grande massa i cambiamenti interni al nucleo, con l'innesco successivo di reazioni nucleari che coinvolgono elementi sempre più pesanti, avvengono talmente velocemente che gli strati più esterni non hanno tempo di rispondere a tali cambiamenti e si modificano in modo relativamente limitato[14].

 
Rigel e la nebulosa IC 2118 da essa illuminata.

I dettagli dell'evoluzione delle stelle massicce non sono ancora noti con precisione, dato che si tratta di stelle rare o estremamente rare. In ogni caso, a grandi linee, possiamo delineare il seguente modello: le stelle di massa compresa fra 8-10 M☉ e 15-17 M☉[14][15], quando escono dalla sequenza principale, passano allo stadio di supergigante blu e poi attraversano in tempi astronomicamente brevi il diagramma H-R per arrivare nella zona delle supergiganti rosse. La relativa velocità del passaggio nella zona delle supergiganti gialle spiega come mai è possibile osservare solo un ridotto numero di stelle di questo tipo[16]. Le stelle di questa massa subiscono moderate perdite di massa durante le diverse fasi della loro evoluzione, cosa che le permette di conservare uno spesso inviluppo di idrogeno intorno al loro nucleo. Esse quindi esplodono in supernovae di tipo II-P, cioè in supernove che manifestano le linee dell'idrogeno nei loro spettri[17]. Almeno alcune di queste supergiganti rosse vanno incontro ai cosiddetti anelli blu (Blue loop in inglese), cioè periodicamente si contraggono, aumentano la loro temperatura superficiale e quindi si spostano verso la parte sinistra del diagramma H-R per poi ridiventare supergiganti rosse. Le ragioni per cui questo accade sono oggetto di speculazione. Potrebbe essere dovuto all'opacità di alcuni strati o a un mescolamento degli strati interni della stella o alla conformazione degli strati stessi[15][18][12].

Le stelle con massa iniziale superiore a 15-17 M☉ subiscono ingenti perdite di massa durante la loro evoluzione, tali da costituire un fattore rilevante per la loro traiettoria evolutiva e per il loro destino finale. Le meno massicce fra le stelle di questo tipo (indicativamente quelle con masse inferiori a ≈25 M⊙) sperimentano perdite di massa importanti a causa dei loro venti stellari, ma non tali da rimuovere completamente lo strato di idrogeno che avvolge i loro nuclei. Esse quindi terminano la loro esistenza come supergiganti rosse esplodendo in supernovae di tipo II-L e IIb, nelle quali le linee dell'idrogeno sono inizialmente presenti, ma scompaiono dopo breve tempo[19]. Le stelle con massa iniziale superiore a ≈25 M⊙ subiscono perdite di massa così ingenti tali da rimuovere completamente l'inviluppo di idrogeno che circonda il loro nucleo. Esse quindi, dopo essere passate dalla zona delle supergiganti rosse, tornano verso quella delle supergiganti blu perché la perdita degli strati superficiali mette a nudo zone più profonde e più calde. Se la perdita di massa è particolarmente elevata questi astri evolvono in stelle di Wolf-Rayet e esplodono in supernovae di tipo Ib, in cui le linee dell'idrogeno non sono presenti[20].

Le stelle con massa iniziale superiore a ≈40 M⊙[15] (in alcuni modelli, ≈30 M☉[21]) diventano, dopo essere uscite dalla sequenza principale ed essere entrate nella zona delle supergiganti blu, variabili LBV, le quali perdono in periodiche eruzioni ingenti quantitativi di massa, tali da rimuovere completamente l'inviluppo esterno di idrogeno prima che possano evolvere in supergiganti rosse. Queste stelle quindi passano direttamente dallo stadio di supergigante blu a quello di stella di Wolf-Rayet. È possibile che stelle con massa eccezionalmente elevata (>80 M⊙[10]) passino direttamente dalla sequenza principale allo stadio di stella di Wolf-Rayet senza passare neppure dalla zona delle supergiganti blu[20].

Bisogna sottolineare che i valori di massa dati in questa descrizione sono solo indicativi sia perché i modelli che cercano di descrivere l'evoluzione delle stelle massicce sono ancora approssimativi sia perché l'evoluzione di una stella massiccia non dipende solo dalla massa, ma anche da altri fattori. In generale, una elevata metallicità determina perdite di massa più elevate e quindi favorisce il ritorno della stella nella zona delle supergiganti blu o la sua persistenza in questa zona[22]. Altri fattori che possono influire sulla perdita di massa sono velocità di rotazione della stella durante la permanenza nella sequenza principale e dall'efficienza delle zone convettive della stella nei vari stadi della sua evoluzione[3][23].

L'evoluzione delle stelle massicce può essere anche significativamente condizionata dalla loro natura di binarie. Infatti, molte stelle massicce sono binarie e se le due componenti sono sufficientemente vicine possono influenzarsi fra loro in molteplici modi. In primo luogo, una stella supergigante può donare alla sua compagna vicina del materiale che viene strappato dalla sua superficie e che si va ad accumulare su quella della compagna[3]. I trasferimenti di massa possono essere cospicui, corrispondenti anche al 50% della massa della stella donatrice[24]. Tali trasferimenti di massa trovano tuttavia un limite nel fatto che assieme alla massa viene trasferito alla stella che si accresce momento angolare. Quando la stella che si accresce raggiunge velocità angolare critica, oltre la quale la stella perderebbe stabilità, essa non può ricevere ulteriore massa dalla stella donatrice. Non è ben chiaro il destino della massa perduta dalla stella donatrice ma non ricevuta dalla compagna: forse essa va a creare un disco intorno alla compagna, che poi viene disperso dalla sua radiazione o dal suo vento stellare[3].

In secondo luogo, le binarie particolarmente strette, con un periodo di rivoluzione uguale o inferiore a 2 giorni, sono per lo più destinate a fondersi. Circa un quarto delle stelle di classe O si trova in questa condizione[3]. Gli esiti di simili fusioni non sono stati ancora ben compresi e dipendono dallo stato evolutivo delle due componenti al momento della unione. Se, per esempio, una delle due componenti è nella fase di fusione dell'elio mentre l'altra è ancora nella sequenza principale, l'esito dell'unione sembra essere una stella con un nucleo di elio, in cui avvengono processi di fusione nucleare, ma che è più piccolo rispetto a quello usuale nelle stelle di uguale massa. Stelle che hanno subito una unione di questo tipo evolvono probabilmente in supergiganti blu, ma, dato il loro nucleo sottodimensionato di elio, non raggiungono mai lo stadio di supergiganti rosse o di stelle di Wolf-Rayet, ma concludono la loro esistenza esplodendo in supernovae mentre si trovano ancora nello stadio di supergiganti blu[25].


Higher mass red supergiants blow away their outer atmospheres and evolve back to blue supergiants, and possibly onwards to Wolf–Rayet stars.[26][27] Depending on the exact mass and composition of a red supergiant, it can execute a number of blue loops before either exploding as a type II supernova or finally dumping enough of its outer layers to become a blue supergiant again, less luminous than the first time but more unstable.[28] If such a star can pass through the yellow evolutionary void it is expected that it becomes one of the lower luminosity LBVs.[29]


Supernova progenitors are most commonly red supergiants and it was believed that only red supergiants could explode as supernovae. SN 1987A, however, forced astronomers to re-examine this theory, as its progenitor, Sanduleak -69° 202, was a B3 blue supergiant.[30] Now it is known from observation that almost any class of evolved high-mass star, including blue and yellow supergiants, can explode as a supernova although theory still struggles to explain how in detail.[31] While most supernovae are of the relatively homogeneous type II-P and are produced by red supergiants, blue supergiants are observed to produce supernovae with a wide range of luminosities, durations, and spectral types, sometimes sub-luminous like SN 1987A, sometimes super-luminous such as many type IIn supernovae.[32][33][34]

Properties

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Spectrum of a B2 star.

Because of their extreme masses they have relatively short lifespans and are mainly observed in young cosmic structures such as open clusters, the arms of spiral galaxies, and in irregular galaxies. They are rarely observed in spiral galaxy cores, elliptical galaxies, or globular clusters, most of which are believed to be composed of older stars, although the core of the Milky Way has recently been found to be home to several massive open clusters and associated young hot stars.[35]

The best known example is Rigel, the brightest star in the constellation of Orion. Its mass is about 20 times that of the Sun, and its luminosity is around 117,000 times greater. Despite their rarity and their short lives they are heavily represented among the stars visible to the naked eye; their immense brightness is more than enough to compensate for their scarcity.

Blue supergiants have fast stellar winds and the most luminous, called hypergiants, have spectra dominated by emission lines that indicate strong continuum driven mass loss. Blue supergiants show varying quantities of heavy elements in their spectra, depending on their age and the efficiency with which the products of nucleosynthesis in the core are convected up to the surface. Quickly rotating supergiants can be highly mixed and show high proportions of helium and even heavier elements while still burning hydrogen at the core; these stars show spectra very similar to a Wolf Rayet star.

While the stellar wind from a red supergiant is dense and slow, the wind from a blue supergiant is fast but sparse. When a red supergiant becomes a blue supergiant, the faster wind it produces impacts the already emitted slow wind and causes the outflowing material to condense into a thin shell. In some cases several concentric faint shells can be seen from successive episodes of mass loss, either previous blue loops from the red supergiant stage, or eruptions such as LBV outbursts.[36]

Examples

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References

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  1. ^ a b W. J. de Wit, R. D. Oudmaijer e J. S. Vink, Dusty Blue Supergiants: News from High-Angular Resolution Observations (PDF), in Advances in Astronomy, 2014, DOI:10.1155/2014/270848. URL consultato il 17 dicembre 2019.
  2. ^ a b R.-P. Kudritzki, Dissecting galaxies with quantitatives spectography of the brightest stars in the Universe, su books.google.it. URL consultato il 17 dicembre 2019.
  3. ^ a b c d e N. Langer, Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars, in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 50, 2012, pp. 107-164, Bibcode:2012ARA&A..50..107L, DOI:10.1146/annurev-astro-081811-125534, arXiv:1206.5443. URL consultato il 31 dicembre 2019.
  4. ^ Marcia Rieke, Stellar Spectroscopy and the HR Diagram, su Fundamentals of Astronomy, University of Arizona. URL consultato il 30 dicembre 2019.
  5. ^ Michael Seeds e Dana Backman, Perspective in Astronomy, Belmont (CA), Thomson Higher Education, 2007, p. 112, ISBN 978-0-495-39273-6.
  6. ^ R. M. Humphreys e K. Davidson, Studies of luminous stars in nearby galaxies. III - Comments on the evolution of the most massive stars in the Milky Way and the Large Magellanic Cloud, in Astrophysical Journal, vol. 232, 1979, pp. 409-420, DOI:10.1086/157301. URL consultato il 30 dicembre 2019.
  7. ^ J. R. Percy e E. Zsoldos, Photometry of yellow semiregular variables - HR 8752 (= V509 Cassiopeiae), in Astronomy and Astrophysics, vol. 263, 1992, pp. 123-128, Bibcode:1992A&A...263..123P. URL consultato il 16 dicembre 2018.
  8. ^ L. Achmad, H. J. G. L. M. Lamers, H. Nieuwenhuijzen e A. M. Van Genderen, A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae), in Astronomy and Astrophysics, vol. 259, 1992, pp. 600-606, Bibcode:1992A&A...259..600A. URL consultato il 16 dicembre 2018.
  9. ^ Cornelis De Jager, The yellow hypergiants, in Astronomy and Astrophysics Review, vol. 8, n. 3, 1998, pp. 145–180, Bibcode:1998A&ARv...8..145D, DOI:10.1007/s001590050009. URL consultato il 16 dicembre 2018.
  10. ^ a b c d S. Ekström et al., Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M⊙ at solar metallicity (Z = 0.014), in Astronomy & Astrophysics, vol. 537, 2012, pp. A146, Bibcode:2012A&A...537A.146E, DOI:10.1051/0004-6361/201117751, arXiv:1110.5049. URL consultato il 31 maggio 2024.
  11. ^ C. Georgy, J.J. Eldridge, J.C. Bray, L.A.S. McClelland, L. Xiao, Evolution models of red supergiants, The Lives and Death-Throes of Massive Stars, Cambridge, Cambridge University Press, 28 luglio 2017, pp. 193-198, DOI:10.1017/S1743921317003179. URL consultato il 31 maggio 2023.
  12. ^ a b Hideyuki Saio, Cyril Georgy e Georges Meynet, Evolution of blue supergiants and α Cygni variables: puzzling CNO surface abundances, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 433, n. 2, 2013, pp. 1246-1257, DOI:10.1093/mnras/stt796. URL consultato il 16 maggio 2024.
  13. ^ N. Przybilla et al., Quantitative spectroscopy of BA-type supergiants, in Astronomy & Astrophysics, vol. 445, n. 3, 2006, pp. 1099-1126, DOI:10.1051/0004-6361:20053832. URL consultato il 20 maggio 2024.
  14. ^ a b M. Pettini, Post-Main Sequence Evolution II: Massive Stars (PDF), su Institute of Astronomy, University of Cambridge. URL consultato il 2 giugno 2024.
  15. ^ a b c G. Meynet, The evolution of massive stars (PDF), su European Southern Observatory. URL consultato il 2 giugno 2024.
  16. ^ Rare Yellow Supergiants, su rasc-vancouver.com, Royal Astronomical Society of Canada. URL consultato il 9 giugno 2024.
  17. ^ A. Heger, N. Langer e S. E. Woosley, Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars. I. Numerical Method and Evolution of the Internal Stellar Structure, in The Astrophysical Journal, vol. 528, 2000, pp. 368–396, Bibcode:2000ApJ...528..368H, DOI:10.1086/308158, arXiv:astro-ph/9904132. URL consultato il 9 giugno 2024.
  18. ^ L. Zhao et al., The evolutionary properties of the blue loop under the influence of rapid rotation and low metallicity, in Astronomy and Astrophysics, vol. 674, 2023, pp. A15, DOI:10.1051/0004-6361/202245665. URL consultato il 14 giugno 2024.
  19. ^ S. E. Woosley, A. Heger e T. A. Weaver, The evolution and explosion of massive stars, in Reviews of Modern Physics, vol. 74, n. 4, 2002, pp. 1015–1071, Bibcode:2002RvMP...74.1015W, DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015. URL consultato il 15 giugno 2024.
  20. ^ a b Georges Meynet et al., Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective, in Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège, vol. 80, n. 39, 2011, pp. 266–278, DOI:10.48550/arXiv.1101.5873.
  21. ^ Ben Davies et al., The Temperatures of Red Supegiants, in The Astrophysical Journal, vol. 767, n. 1, 2013, DOI:10.1088/0004-637X/767/1/3. URL consultato il 20 giugno 2024.
  22. ^ A. Maeder, G. Meynet, Stellar evolution with rotation. VII. . Low metallicity models and the blue to red supergiant ratio in the SMC, in Maeder, A. ; Meynet, G., vol. 373, 2001, pp. 555-571, DOI:10.1051/0004-6361:20010596. URL consultato il 24 giugno 2024.
  23. ^ P. Eggenberger, G. Meynet e A. Maeder, Modelling massive stars with mass loss, in Communications in Asteroseismology, vol. 158, 2009, p. 87. URL consultato il 6 luglio 2024.
  24. ^ N. Langer et al., Binary Evolution Models with Rotation (PDF), Symposium - International Astronomical Union, Cambridge, Cambridge University Press, 26 maggio 2016, pp. 535-544, DOI:10.1017/S0074180900196160. URL consultato il 10 luglio 2024.
  25. ^ J. S. W. Claeys et al., Binary progenitor models of type IIb supernovae, in Astronomy & Astrophysics, vol. 528, 2011, pp. A131, DOI:10.1051/0004-6361/201015410. URL consultato il 5 dicembre 2024.
  26. ^ Evolutionary Synthesis Modeling of Red Supergiant Features in the Near‐Infrared, in The Astrophysical Journal, vol. 514, n. 1, 1999, pp. 96–108, DOI:10.1086/306937.
  27. ^ Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud, in The Astrophysical Journal, vol. 749, n. 2, 2012, p. 177, DOI:10.1088/0004-637X/749/2/177.
  28. ^ Stellar evolution with rotation. VII, in Astronomy and Astrophysics, vol. 373, n. 2, 2001, pp. 555–571, DOI:10.1051/0004-6361:20010596.
  29. ^ Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars, in The Astrophysical Journal, vol. 560, n. 2, 2001, p. 934, DOI:10.1086/322438.
  30. ^ Galactic Twins of the Nebula Around SN 1987A: Hints that LBVs may be supernova progenitors, in AIP Conference Proceedings, 2007, pp. 163–170, DOI:10.1063/1.2803557.
  31. ^ A Massive Hypergiant Star as the Progenitor of the Supernova SN 2005gl (PDF), in Nature, vol. 458, n. 7240, 2009, pp. 865–867, DOI:10.1038/nature07934.
  32. ^ Template:Cite arXiv
  33. ^ The Peculiar Type II Supernova 2000cb, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 43, 2011.
  34. ^ Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?, in Astronomy & Astrophysics, vol. 538, 2012, pp. L8–L2, DOI:10.1051/0004-6361/201118372.
  35. ^ Hubble Space Telescope/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters near the Galactic Center (PDF), in The Astrophysical Journal, vol. 525, n. 2, 1999, p. 750, DOI:10.1086/307937.
  36. ^ Multiple ring nebulae around blue supergiants, in Astronomy and Astrophysics, vol. 488, n. 2, 2008, pp. L37, DOI:10.1051/0004-6361:200810087.
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