Lista największych gwiazd

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

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

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

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

Lista największych znanych gwiazd
Nazwa gwiazdyPromień
[R☉]		Metoda[a]Uwagi
Stephenson 2-182150[3]L/TeffW pobliżu masywnej gromady otwartej Stephenson 2, gdzie znajduje się 26 czerwonych nadolbrzymów
LGGS J004520.67+414717.31870[4]–2510[5]2126[6]L/TeffW Galaktyce Andromedy
VY Canis Majoris2069[7][8]L/TeffOpisywana 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 05346-69492064L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
MY Cephei1134[12]–2061[9]L/TeffStarsze oceny sugerowały promień do 2440 R☉ przy założeniu znacznie niższej temperatury[13].
WY Velorum A2028[14]ADGwiazda zmienna symbiotyczna zawierająca czerwonego nadolbrzyma
LGGS J013414.27+303417.71953[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
Orbita Saturna1940–2169Dla porównania
LGGS J004105.97+403407.91915[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
RX Telescopii1898[14]AD
WOH S71 (LMC 23095)1896[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
V538 Carinae1870[14]–2264[15]AD
LGGS J013339.28+303118.81863[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
MG73 46 (MSX LMC 891)1838[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J004539.99+415404.11792[2]–2377[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
WOH G641784–2481[16]1788[17]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J013312.26+310053.31765[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
WOH S2741784[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
UY Scuti1706 ± 192[18]ADWartość obliczona dla odległości 2,9 kpc
HV 2242 (WOH S69)1645[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
NML Cygni1639 - 2775[19]

1183[20]

L/Teff
SMC 78282 (PMMR 198)1600[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
HV 5993 (WOH S464)1531[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
RSGC1-F011530[22]L/TeffW gromadzie otwartej RSGC1
LGGS J004431.71+415629.11505[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
W61 8-88 (WOH S465)1491[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J004336.68+410811.81485[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
HV 888 (WOH S140)1477[23]–2377[24]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
UCAC4 116-007944 (MSX LMC 810)1468[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
W60 A78 (WOH S459)1445[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
HV 12998 (WOH S369)1443[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
W60 A72 (WOH S453)1441[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J013418.56+303808.61436[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
LGGS J003951.33+405303.71425[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
WOH S2861417[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
AH Scorpii1411 ± 124[18]L/TeffJasność 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+415130.91410[4]–1504[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
WOH S281 (IRAS 05261-6614)1376[24]–1459[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
IRAS 05280-69101367[16]–1738[25]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
S Persei1364 ± 6[26]ADCzerwony 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+413806.21346[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
RSGC1-F031325[3]L/TeffW gromadzie otwartej RSGC1
LGGS J004438.65+412934.11320[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
PMMR 621313[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
SW Cephei1308[14]AD
SMC 18136 (PMMR 37)1307[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
LGGS J013318.20+303134.01295[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
LMC 1700791294[21]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J05294221-68571731292[29]L/Teff
Z Doradus1271[21]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J004312.43+413747.11270[4]–1630[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004632.18+415935.81265[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J013412.27+305314.11258[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
LGGS J013310.71+302714.91252[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
LGGS J004514.91+413735.01250[4]–1575[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J013403.73+304202.41249[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
LGGS J004148.74+410843.01248[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004428.12+415502.91240[4]–1259[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
RSGC1-F091230[3]L/TeffW gromadzie otwartej RSGC1
LGGS J004633.38+415951.31229[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004416.28+412106.61222[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
SMC 5092 (PMMR 9)1216[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
LGGS J004125.23+411208.91200[4]–1602[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J013423.29+305655.01199[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
HV 2532 (WOH S287)1195[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
LGGS J004506.85+413408.21194[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
HD 905871191[14]AD
HV 2084 (PMMR 186)1187[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
LGGS J004503.35+413026.31174[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004304.62+410348.41171[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004524.97+420727.21170[4]–1476[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004047.82+410936.41167[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
Westerlund 1-261165–1221[30]L/TeffNietypowa gwiazda o bardzo niepewnych właściwościach, silne radioźródło. Widmo promieniowania jest zmienne, ale jasność wydaje się stała.
LGGS J004138.35+412320.71159[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J013353.91+302641.81157[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
RSGC1-F081150[9]L/TeffW gromadzie otwartej RSGC1.
W60 B90 (WOH S264)1149[24]–2555[2]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J013356.84+304001.41149[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
HD 627451145[14]AD
LGGS J004347.31+411203.61143[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004047.22+404445.51140[4]–1379[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004035.08+404522.31140[4]–1354[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J013343.30+303318.91139[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
LGGS J003942.92+402051.11133[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004124.80+411634.71130[4]–1423[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J013233.77+302718.81129[29]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
HV 2781 (WOH S470)1129[21]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
RSGC1-F021128[22]L/TeffW gromadzie otwartej RSGC1
SMC 56389 (PMMR 148)1128[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
LGGS J013454.31+304109.81122[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
LGGS J004731.12+422749.11121[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004451.76+420006.01116[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J013400.91+303414.91115[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
ST Cephei1109[14]AD
HV 2561(LMC 141430)1107[21]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J004219.25+405116.41103[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
HD 1021151100[14]AD
LGGS J004107.11+411635.61100[4]–1207[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004253.25+411613.91099[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004124.81+411206.11094[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004415.76+411750.71084[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004447.74+413050.01083[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J013416.89+305158.31081[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
LGGS J004031.00+404311.11080[4]–1383[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
SMC 49478 (PMMR 115)1077[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
V366 Andromedae1076[14]AD
LGGS J003943.89+402104.61076[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
Trumpler 27-11073[31]L/TeffW prawdopodobnej masywnej gromadzie otwartej Trumpler 27
LGGS J013336.64+303532.31073[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
HV 897 (WOH S161)1073[21]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
SMC 20133 (PMMR 41)1072[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
LMC 1747141072[21]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J013326.90+310054.21071[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
LGGS J004531.13+414825.71070[4]–1420[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
IM Cassiopeiae1068[14]AD
HV 11262 (PMMR 16)1067[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
Orbita Jowisza1064–1173Dla porównania
LGGS J003811.56+402358.21060[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004030.64+404246.21060[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
HR 5171 Aa (V766 Centauri Aa)1060–1160[32]L/Teff
LGGS J004631.49+421133.11060[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J003942.42+403204.11057[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004346.18+411515.01057[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004638.17+420008.91056[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004501.30+413922.51054[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
SMC 25879 (PMMR 54)1053[21]L/TeffW Małym Obłoku Magellana
LGGS J013416.28+303353.51048[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
SU Persei1048[14]AD
LGGS J013322.82+301910.91048[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
RSGC1-F051047[3]L/TeffW gromadzie otwartej RSGC1
LGGS J013328.85+310041.71046[5]L/TeffW Galaktyce Trójkąta
WX Piscium1044[33]L/Teff
WOH G371 (LMC 146126)1043[21]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
WOH S327 (LMC 142202)1043[21]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
V358 Cassiopeiae1043[34]ADCzerwony hiperolbrzym w gwiazdozbiorze Kasjopei[35]
LGGS J003910.56+402545.61042[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004114.18+403759.81040[4]–1249[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J003912.77+404412.11037[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004507.90+413427.41034[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004406.60+411536.61033[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
IRAS 04509-69221027[36]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
AS Cephei1026[14]AD
LGGS J004120.25+403838.11021[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004108.42+410655.31021[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004125.72+411212.71020[4]–1359[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004059.50+404542.61020[4]–1367[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004607.45+414544.61018[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
HD 1678611016[14]AD
LGGS J004305.77+410742.51015[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004424.94+412322.31013[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
HV 986 (WOH S368)1010[37]L/TeffW Wielkim Obłoku Magellana
LGGS J004415.17+415640.61008[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
LGGS J004118.29+404940.31005[5]L/TeffW Galaktyce Andromedy
Wybrane gwiazdy o promieniu mniejszym niż 1000 promieni Słońca, dla porównania
CZ Hydrae986[38]L/TeffJedna z najchłodniejszych gwiazd, o temperaturze 2000 K[38]
Gwiazda Granat (Mi Cephei)972 ± 228[39]L/TeffGwiazda zmienna półregularna, jedna z najczerwieńszych na niebie. Na podstawie średnicy kątowej jej rozmiar oceniano nawet na 1650 R☉[40]
V602 Carinae932[31]–1151[14]AD
Betelgeza (Alfa Orionis)764+116−62[41]ADNajjaśniejszy czerwony nadolbrzym na ziemskim niebie
Antares (Alfa Scorpii A)707[14]ADStarsze, zawyżone oceny rozmiaru zapewne wynikały z asymetrii atmosfery gwiazdy[42]
V354 Cephei685[31]AD
HV 2112675-1193Kandydat na Obiekt Thorne-Żytkow
Ro Cassiopeiae636-981Żółty hiperolbrzym, jeden z najrzadszych rodzajów gwiazd
119 Tauri (CE Tauri)587–593[43] (–608[44])ADZakrywana przez Księżyc, co pozwala na dokładne wyznaczenie średnicy kątowej
V382 Carinae (x Carinae)485 ± 40[45]ADŻółty hiperolbrzym, jeden z najrzadszych rodzajów gwiazd
La Superba (Y Canum Venaticorum)422Jedna z najchłodniejszych gwiazd, gwiazda węglowa
Gwiazda Pistolet306[46]-420[47]Błękitny hiperolbrzym o masie od 27 mas Słońca do 90 mas największego składnika Układu Słonecznego
V509 Cassiopeiae400–900[48]ADŻółty hiperolbrzym, jeden z najrzadszych rodzajów gwiazd
V1427 Aquilae400–450[32]DSKEV1427 Aquilae może być żółtym hiperolbrzymem lub mniej jasną gwiazdą
CW Leonis390[49]–826[50]L/TeffNajjaśniejsza na niebie gwiazda węglowa
Wewnętrzny skraj pasa planetoid380Dla porównania
AH Scorpii360[31]L/TeffAH 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 Aquilae357[51]L/TeffŻółty hiperolbrzym, który zwiększył temperaturę do zakresu spotykanego wśród gwiazd LBV. De Beck i in. (2010) obliczyli promień 1342 R☉ przy założeniu znacznie niższej temperatury[50].
Mira A (Omicron Ceti)332–402[52]ADPrototypowa miryda. De Beck i in. (2010) obliczyli promień 541 R☉[50].
VV Cephei A516[15]–1000[53]EBSilnie zdeformowana gwiazda w ciasnym układzie podwójnym, tracąca masę na rzecz drugiego składnika przynajmniej podczas części orbity. Starsze oceny promienia sięgały 1900 R☉[27]
R Doradus298[54]ADPod względem rozmiarów kątowych druga co do wielkości gwiazda na niebie, po Słońcu
Orbita Marsa297-358Dla porównania
Słońce jako czerwony olbrzym256[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~250Może 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 Ziemi215 (211–219)Dla porównania
Deneb203Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Łabędzia
Orbita Wenus154–157Dla porównania
Sadr150Druga co do jasności gwiazda w konstelacji Łabędzia, nadolbrzym typu F
Epsilon Aurigae A (Almaaz A)143–358[61]ADW 1970 spekulowano, że jest to największa gwiazda o promieniu 2000–3000 R☉[62], ale okazało się, że gwiazdę otacza rozległy dysk pyłowy
WR 102ka92[63]ADW centrum Mgławicy Piwonia, jedna z najjaśniejszych gwiazd Drogi Mlecznej
Rigel78.9Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Oriona, nadolbrzym typu B
Kanopus (Alfa Carinae)71[64]ADDruga co do jasności gwiazda nocnego nieba
Orbita Merkurego66–100Dla porównania
LBV 1806-2046–145[65]L/TeffByła 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]ADCzternasta co do jasności gwiazda na nocnym niebie
Polaris (Alfa Ursae Minoris)37,5[69]ADPółnocna Gwiazda Polarna
R136a128,8[70]–35,4[71]ADNajmasywniejsza i najjaśniejsza znana gwiazda (315 M☉; 8,71 miliona L☉), w Wielkim Obłoku Magellana.
Arktur (Alfa Boötis)24,25[14]ADNajjaśniejsza gwiazda północnej półkuli niebieskiej
HDE 22686820–22[72]Towarzyszka czarnej dziury Cygnus X-1. Czarna dziura jest około 500 000 razy mniejsza niż gwiazda
Pollux9,06Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Bliźniąt, posiada planetę większą niż Jowisz
Spica A7.47Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Panny
Bellatrix5,75Trzecia co do jasności gwiazda w konstelacji Oriona
Regulus A4,35Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Lwa
Wega2,5Piąta co do jasności gwiazda na nocnym niebie
Syriusz A1,71Najjaśniejsza gwiazda na nocnym niebie, główny składnik układu podwójnego
Altair1,63 - 2,03Dwunasta co do jasności gwiazda na nocnym niebie
Alpha Centauri A (Rigil Kentaurus)1,21Trzecia co do jasności gwiazda na nocnym niebie
Słońce1Największy obiekt w Układzie Słonecznym (dla porównania)

Zobacz też

Uwagi

  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

  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 (ang.). Georgia State University, 2019.
  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 (ang.). Keele University, 2017.
  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) (ang.). STARS. [dostęp 2020-12-05].
  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. ↑ 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.
  46. ↑ 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.
  47. ↑ 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.
  48. ↑ 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.
  49. ↑ 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.
  50. ↑ 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.
  51. ↑ 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.
  52. ↑ 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.
  53. ↑ 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.
  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?, 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

Media użyte na tej stronie

Size Comparison of St2-18, VY CMa and UY Sct.jpg
Autor: Faren29, Licencja: CC BY-SA 4.0
Size comparison of evolved red supergiant star Stephenson 2-18, extreme red hypergiant star VY Canis Majoris and luminous red supergiant star UY Scuti.
Star-sizes.jpg
Autor: Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/), Licencja: CC BY-SA 3.0
Relative sizes of the planets in the solar system and several well known stars. Star colours are estimated (based on temperature) and Saturn's rings are shown slightly larger in the picture than to scale. Blender 3D was used for the models, lighting, and rendering. The GIMP was used to assemble and label the six renders into a single image. Wolfram Alpha was used to calculate each star's base colour through Wien's Law. The relative sizes of stars in terms of their representative solar radius were calculated for all stars in each frame. Texture maps for stars were created using images of the Sun from SOHO. Planetary texture and bump maps (excluding Earth) were from Celestia Motherlode. Lastly, Earth's texture and bump map were obtained from Natural Earth III.