✖


Jump to content

Змея

Координаты : Карта неба 15 час 45 м 00 с , +10° 00′ 00″
(Перенаправлено с Serpens Cauda )
Чтобы узнать о созвездии китайской астрономии, см. Змеи (китайская астрономия) .

Змея
Созвездие
Змеиная головаЗмеиный хвост
Список звезд Змеи
Аббревиатура Быть
Родительный падеж Змея
Произношение / ˈ s ɜːr p ɪ n z / ,
родительный падеж / s ər ˈ p ɛ n t ɪ s /
Символизм Змея ​
Прямое восхождение Змеиная голова : 15 час 10.4 м до 16 час 22.5 м
Змеиный Хвост : 17 час 16.9 м до 18 час 58.3 м
Склонение Голова змеи : от 25,66° до −03,72°.
Змеиный хвост : от 06,42° до −16,14°.
Область Змеиная голова : 428 кв. град.
Змеиный Хвост : 208 кв. град.
Общая площадь : 637 кв. град. ( 23-е )
Главные звезды 11
Байер / Флемстид
звезды 		57
Звезды с планетами 15
Звезды ярче 3.00 м 1
Звезды в пределах 10,00 пк (32,62 св. лет) 2
Самая яркая звезда α Сер (Унукалхай) (2,63 м )
Мессье объекты 2
Метеоритные дожди 0
Граничащий
созвездия 		Змеиная голова:
Северная Корона
Волопас
Дева
Весы
Змееносец
Геркулес

Змеиный хвост:
Аквила
Змееносец
Стрелец
Щит
Виден на широтах от + 80 ° до − 80 °.
Лучше всего видно в 21:00 (21:00) в июле .

Змея ( древнегреческий : Ὄφις , латинизированный : Óphis , букв.   «Змей») — созвездие в северном небесном полушарии . Одно из 48 созвездий, перечисленных астрономом II века Птолемеем , оно остается одним из 88 современных созвездий, обозначенных Международным астрономическим союзом . Оно уникально среди современных созвездий, поскольку разделено на две несмежные части: Змеиную Голову (Змеиную Голову) на западе и Змеиную Кауду (Змеиный Хвост) на востоке. Между этими двумя половинками находится созвездие Змееносца. В образных изображениях тело змея изображается проходящим позади Змееносца между Му Змееносцем в Змеиной Голове и Ню Змеевидным в Змеином Кауде .

Самая яркая звезда в созвездии Змеи — красный гигант Альфа Змеи , или Унукалхай, в созвездии Змеиной Головы, с видимой величиной 2,63. В Змеиной Капуте также расположены наблюдаемое невооруженным глазом шаровое скопление Мессье 5 и наблюдаемые невооруженным глазом переменные R Serpentis и Tau. 4 Серпентис . Известные внегалактические объекты включают Секстет Сейферта , одно из самых плотных известных скоплений галактик; Arp 220 , прототип сверхяркой инфракрасной галактики ; и Объект Хоага , самый известный из очень редкого класса галактик, известных как кольцевые галактики .

Часть галактической плоскости Млечного Пути проходит через Хвостовую Змею, которая поэтому богата галактическими объектами дальнего космоса , такими как туманность Орла (IC 4703) и связанное с ней звездное скопление Мессье 16 . Туманность космическим имеет размеры 70 на 50 световых лет и содержит Столпы Творения , три пылевых облака, которые прославились благодаря изображению, полученному телескопом Хаббл . Другие поразительные объекты включают туманность Красный Квадрат , один из немногих объектов в астрономии, имеющих квадратную форму; и Вестерхаут 40 , массивная близлежащая область звездообразования, состоящая из молекулярного облака и области H II .

История

[ редактировать ]
Змея показана в виде змеи, которую держит Змееносец в Зеркале Урании.
Змея, которую держит Змееносец, изображена в «Зеркале Урании» , наборе карт созвездий, опубликованном в Лондоне ок. 1825. Над хвостом змеи находится ныне устаревшее созвездие Тельца Понятового, а под ним - Щит.

В греческой мифологии Змей представляет собой змею, которую держит целитель Асклепий . Представленный на небе созвездием Змееносца, Асклепий однажды убил змею, но животное впоследствии было воскрешено после того, как вторая змея перед смертью поместила на него траву возрождения. Поскольку змеи сбрасывают кожу каждый год, они были известны как символ возрождения в древнегреческом обществе, и легенда гласит, что Асклепий оживлял мертвых людей, используя ту же технику, свидетелем которой он стал. Хотя это, вероятно, и есть логика присутствия Змеи со Змееносцем, истинная причина до сих пор до конца не известна. Иногда Змея изображалась обвивающейся вокруг Змееносца, но в большинстве атласов Змея изображалась проходящей либо позади тела Змееносца, либо между его ногами. [1]

В некоторых древних атласах созвездия Змеи и Змееносца изображались как два отдельных созвездия, хотя чаще их показывали как единое созвездие. Одной известной фигурой, изображавшей Змея отдельно, был Иоганн Байер ; таким образом, звезды Змеи занесены в каталог с обозначениями Байера, отличными от звезд Змееносца. Когда Эжен Дельпорт установил современные границы созвездий в 1920-х годах, он решил изобразить их по отдельности. Однако возникла проблема, как распутать два созвездия: Депорте решил разделить Змею на две части — голову и хвост, — разделенные непрерывным Змееносцем. Эти две области стали известны как Змеиная Голова и Змеиная Кауда. [1] caput — латинское слово, обозначающее голову, а cauda — латинское слово, обозначающее хвост. [2]

В китайской астрономии большинство звезд Змеи представляли собой часть стены, окружающей рыночную площадь, известную как Тяньши , которая находилась в Змееносце и являлась частью Геркулеса . Змея также содержит несколько китайских созвездий . Две звезды в хвосте представляли собой часть Шилоу , башни с рыночной конторой. Другая звезда в хвосте представляла Liesi , ювелирные магазины. Одна звезда в голове ( Му Серпентис ) обозначала Тианру , наследного принца кормилицу , а иногда и дождь . [1]

было два «змеиных» созвездия В вавилонской астрономии , известные как Мушушу и Башму. Похоже, что Мушушушу изображали как гибрид дракона, льва и птицы и примерно соответствовали Гидре . Башму был рогатым змеем (ср. Нингишзида ) и примерно соответствует созвездию Ὄφις Евдокса Книдского, на котором основан Ὄφις ( Змея ) Птолемея. [3]

Характеристики

[ редактировать ]

Змея — единственное из 88 современных созвездий, которое разделено на две несвязанные области на небе: Голова Змеи (голова) и Хвост Змеи (хвост). Созвездие необычно еще и тем, что контекст зависит от другого созвездия; в частности, его держит Змееносец Змееносец. [1]

Голова Змеи граничит с Весами на юге, Девой и Ботесом на западе, Северной Короной на севере и Змееносцем и Геркулесом на востоке; Хвостовая Змея граничит со Стрельцом на юге, со Щитом и Орлом на востоке и со Змееносцем на севере и западе. Занимая общую площадь 636,9 квадратных градусов , оно занимает 23-е место из 88 созвездий по размеру. Летом в Северном полушарии он заметно появляется как в северном, так и в южном небе. [4] Его главный астеризм состоит из 11 звезд, а всего 108 звезд ярче 6,5 звездной величины, традиционного предела видимости невооруженным глазом. [4]

Границы Serpens Caput, установленные бельгийским астрономом Эженом Дельпортом в 1930 году, определяются 10-сторонним многоугольником, а границы Serpens Cauda определяются 22-сторонним многоугольником. В экваториальной системе координат координаты прямого восхождения границ Змеиной Головы лежат между 15 час 10.4 м и 16 час 22.5 м , а координаты склонения находятся между 25,66 ° и -03,72 °. Границы Змеи Кауды лежат между прямым восхождением 17 час 16.9 м и 18 час 58.3 м и склонения 06,42 ° и -16,14 °. [5] Международный астрономический союз (МАС) принял трехбуквенное сокращение «Сер» для созвездия в 1922 году. [5] [6]

Функции

[ редактировать ]

Звезды

[ редактировать ]
См. Также: Список звезд Змеи.

Главные звезды

[ редактировать ]
Звездный узор на Змеиной Голове, видимый невооруженным глазом: треугольник, обозначающий голову, и линия звезд, идущая вниз, обозначающая верхнюю часть тела.
Созвездие Змеи (Капута), как его можно увидеть невооруженным глазом.

Сердце змеи отмечено самой яркой звездой созвездия Альфа Змеи. Традиционно называемый Унукалхай. [7] красный гигант спектрального класса K2III, расположенный на расстоянии примерно 23 парсеков, с визуальной величиной 2,630 ± 0,009, [8] это означает, что его можно легко увидеть невооруженным глазом даже в районах со значительным световым загрязнением. Слабый спутник находится на орбите красного гиганта. [9] хотя это не видно невооруженным глазом. Рядом с Альфой расположена Лямбда Змея , звезда с величиной 4,42 ± 0,05, очень похожая на Солнце. [10] расположен всего в 12 парсеках от нас. [11] Вокруг него вращается экзопланета. [12] Еще один солнечный аналог Змеи — первичная звезда Пси-Змеи , двойной звезды. [13] расположен немного дальше, примерно на расстоянии 14 парсеков. [14]

Бета , Гамма и Йота Змеи образуют характерную треугольную форму, обозначающую голову змеи, причем Каппа Змеи (собственное имя — Гуджа) [15] ), находясь примерно на полпути между Гаммой и Йотой. Бета Змеи, самая яркая из четырех звезд с видимой величиной примерно 3,67, представляет собой белую звезду главной последовательности, удаленную примерно на 160 парсеков. [16] Вероятно, это ближайшая звезда 10-й величины. [17] физически связан с Бетой, хотя это не точно. [18] Переменная Миры R Serpentis , расположенная между Бетой и Гаммой, видна невооруженным глазом в максимальной 5-й звездной величине, но, что типично для переменных Миры, она может исчезать до звездной величины ниже 14. [19] F-типа, Сама Гамма Змея представляет собой субгигант расположенный на расстоянии всего 11 парсеков и, следовательно, довольно яркий, имеющий звездную величину 3,84 ± 0,05. [20] Известно, что звезда демонстрирует колебания, подобные солнечным . [21] Йота Змея — двойная звездная система. [22]

Дельта Змеи , образующая часть тела змеи между сердцем и головой, представляет собой множественную звездную систему. [23] расположен примерно в 70 парсеках от Земли. Состоящая из четырех звезд, система имеет общую видимую звездную величину 3,79, если смотреть с Земли. [24] хотя две звезды с общей видимой величиной 3,80 дают почти весь свет. [25] Главная звезда, белый субгигант, представляет собой переменную Дельта Щита со средней видимой звездной величиной 4,23. [26] Расположен очень близко к Дельте, как в ночном небе, так и, вероятно, в реальном космосе, на расстоянии около 70 парсеков. [27] — это бариевая звезда 16 Змеи . [28] Другая примечательная переменная звезда, видимая невооруженным глазом, — это Chi Serpentis , переменная Alpha² Canum Venaticorum, расположенная на полпути между Дельтой и Бетой, средняя яркость которой меняется от 5,33 на 0,03 звездной величины в течение примерно 1,5 дней. [29] Chi Serpentis — химически пекулярная звезда. [30]

Две звезды в Голове Змеи, которые образуют часть тела Змеи ниже сердца, — это Эпсилон третьей величины и Мю Змея, обе звезды главной последовательности А-типа . [31] [32] У обеих есть особенность: Эпсилон — звезда Am , [33] в то время как Mu является двоичным. [34] Немного к северо-западу от Му находится 36 Змеи , еще одна звезда главной последовательности А-типа. У этой звезды также есть особенность; Это двойная система, основным компонентом которой является звезда Лямбда Боэтиса , а это означает, что она содержит солнечное количество углерода , азота и кислорода , но при этом содержит очень мало элементов с пиком железа . [35] Вторичная звезда также была источником рентгеновского излучения. [36] 25 Серпентис , расположенная в нескольких градусах к северо-востоку от Мю Серпентис, представляет собой спектроскопическую двойную звезду. [37] состоит из горячего гиганта B-типа и звезды главной последовательности A-типа. Первичная звезда представляет собой медленно пульсирующую звезду категории B , из-за чего система изменяется на 0,03 звездной величины. [38]

Голова Змеи содержит множество переменных типа RR Лиры , хотя большинство из них слишком слабы, чтобы их можно было увидеть без профессиональной фотографии. Самая яркая — VY Serpentis , всего 10-й звездной величины. Период этой звезды увеличивается примерно на 1,2 секунды за столетие. [39] Переменная звезда другого типа – Тау 4 Серпентис , холодный красный гигант, чья звездная величина пульсирует от 5,89 до 7,07 за 87 дней. [40] Было обнаружено, что эта звезда имеет обратный профиль P Лебедя . [41] где холодный газ, падающий на звезду, создает смещённые в красную сторону линии поглощения водорода рядом с нормальными линиями излучения. [42]

Было обнаружено, что у нескольких звезд Змеи есть планеты . Самая яркая, Омега Змея , расположенная между Эпсилоном и Мю, представляет собой оранжевый гигант с планетой массой не менее 1,7 Юпитера . [43] NN Serpentis — затменная двойная система после общей оболочки, состоящая из белого и красного карликов . [44] весьма вероятно, что там есть две планеты, вызывающие изменения в периоде затмений. [45] нет планеты, Хотя у солнечного аналога HD 137510 было обнаружено, что у него есть спутник - коричневый карлик в пустыне коричневых карликов . [46]

PSR B1534+11 — система, состоящая из двух нейтронных звезд, вращающихся вокруг друг друга, одна из которых — пульсар с периодом 37,9 миллисекунды. Расположенная на расстоянии примерно 1000 парсеков система использовалась для проверки относительности Альберта Эйнштейна теории общей , проверяя релятивистские параметры системы с точностью до 0,2% от значений, предсказанных теорией. [47] излучение Было обнаружено , что рентгеновское системы присутствует, когда звезда, не являющаяся пульсаром, пересекает экваториальный пульсарный ветер пульсара, и было обнаружено, что орбита системы незначительно меняется. [48]

Хвост звезды

[ редактировать ]
Звездный узор Serpens Cauda, ​​видимый невооруженным глазом, с линией звезд, обозначающей хвост.
Созвездие Змеи (Кауда), как его можно увидеть невооруженным глазом.

Самая яркая звезда в хвосте, Эта Змеи , похожа на главную звезду Альфа Змеи тем, что является красным гигантом спектрального класса K. Однако известно, что эта звезда демонстрирует солнечные колебания в течение периода примерно 2,16 часа. [49] [50] Две другие звезды Змеи Кауды, образующие ее астеризм, — это Тета и Кси Змеи . Си, где астеризм пересекает Му Змею в голове, представляет собой тройную звездную систему. [9] расположен примерно в 105 парсеках от нас. [51] [52] Две звезды с общей видимой величиной около 3,5 образуют спектроскопическую двойную систему с угловым расстоянием всего 2,2 миллисекунды дуги . [53] и поэтому не может быть решена с помощью современного оборудования. Первичный — белый гигант с избытком стронция . [51] Тета, образующая кончик хвоста, также представляет собой кратную систему, состоящую из двух звезд главной последовательности А-типа с общей видимой величиной около 4,1, разделенных почти половиной угловой минуты. [9] Существует также третья звезда G-типа с массой и радиусом, близкими к Солнцу. [54]

Недалеко от границы со Змееносцем лежат Зета , Ню и Омикрон Змееносец . Все три являются звездами главной последовательности 4-й величины, при этом Ню и Омикрон относятся к спектральному классу А. [55] [56] а Зета относится к спектральному классу F. [57] Ню — одиночная звезда [9] с визуальным спутником 9-й величины, [58] в то время как Омикрон представляет собой переменную Дельты Щита с изменениями амплитуды 0,01 звездной величины. [59] В 1909 году симбиотическая новая [60] RT Serpentis появился вблизи Омикрона, хотя его максимальная магнитуда достигла лишь 10 баллов. [61]

Звездная система 59 Серпентис , также известная как Д Серпентис, представляет собой тройную звездную систему. [62] состоит из спектроскопической двойной системы, содержащей звезду А-типа и оранжевый гигант. [63] и второстепенный оранжевый гигант. [64] Система показывает неравномерные изменения яркости между звездными величинами 5,17 и 5,2. [65] В 1970 году новая FH Серпентис появилась чуть севернее 59 Серпентис, достигнув максимальной яркости 4,5. [66] Также около 59 Змей в Облаке Змеи находится несколько переменных Ориона . MWC 297 — звезда Хербига Be , которая в 1994 году продемонстрировала большую рентгеновскую вспышку и увеличила рентгеновскую светимость в пять раз, прежде чем вернуться в спокойное состояние. [67] Звезда также, по-видимому, обладает околозвездным диском . [68] Еще одна переменная Ориона в этом регионе — VV Serpentis , звезда Хербига Ae, которая, как было обнаружено, демонстрирует пульсации Дельты Щита. [69] Было обнаружено, что VV Serpentis, как и MWC 297, имеет окружающий его пыльный диск. [70] а также является звездой UX Orionis , [71] это означает, что он демонстрирует нерегулярные изменения своей яркости. [72]

Звезда HR 6958 , также известная как MV Serpentis, является альфой. 2 Переменная Canum Venaticorum, слабо видимая невооруженным глазом. [73] Содержание металлов в звезде в десять раз выше, чем на Солнце, по большинству металлов на пике железа и до 1000 раз больше по более тяжелым элементам. Было также обнаружено, что он содержит избыток кремния . [74] Едва заметное невооруженным глазом — HD 172365 . [75] вероятный пост- синий отставший объект в рассеянном скоплении IC 4756 , который содержит большой избыток лития . [76] HD 172189 , также расположенная в IC 4756, представляет собой переменную Алгола . затмевающую двоичную [77] с периодом 5,70 дней. Основная звезда в системе также является переменной Дельта Щита, испытывающей несколько частот пульсации, что в сочетании с затмениями приводит к изменению системы примерно на десятую звездную величину. [78]

Когда через него проходит галактическая плоскость , Змея Кауда содержит множество массивных OB-звезд . Некоторые из них видны невооруженным глазом, например NW Serpentis , ранняя звезда Be , которая, как было обнаружено, несколько переменчива. Вариативность интересна; согласно одному исследованию, это может быть один из первых обнаруженных гибридов переменных Бета Цефеи и медленно пульсирующих B-звезд. [79] не видна невооруженным глазом, Хотя HD 167971 (MY Serpentis) она представляет собой тройную переменную систему Бета Лиры , состоящую из трех очень горячих звезд О-типа . Член скопления NGC 6604 . [80] обе затменные звезды являются голубыми гигантами, одна из которых относится к очень раннему спектральному классу O7.5III. Оставшаяся звезда является либо голубым гигантом, либо сверхгигантом спектрального класса позднего O или раннего B. [81] Также затмение [82] Двойная система HD 166734 состоит из двух голубых сверхгигантов О-типа, вращающихся вокруг друг друга. [83] Менее экстремальной с точки зрения массы и температуры является HD 161701 , спектрально-двойная звезда, состоящая из первичной звезды B-типа и вторичной Ap , хотя это единственная известная спектрально-двойная система, состоящая из звезды с избытком ртути и марганца и звезды Ap. . [84]

К югу от туманности Орла на границе со Стрельцом находится затменная двойная система W Serpentis , главной звездой которой является белый гигант, взаимодействующий со вторичной. Было обнаружено, что система содержит аккреционный диск и была одной из первых обнаруженных Серпентид , которые представляют собой затменные двойные системы, содержащие исключительно сильные в дальнем ультрафиолете . спектральные линии [85] Предполагается, что такие Серпентиды находятся на более ранней стадии эволюции и сначала эволюционируют в двойные периодические переменные , а затем в классические переменные Алголя. [86] Также недалеко от туманности Орла находится затменная Вольфа-Райе двойная система CV Serpentis , состоящая из звезды Вольфа-Райе и горячего субгиганта О-типа. Система окружена кольцеобразной туманностью , вероятно, образовавшейся во время фазы Вольфа-Райе главной звезды. [87] Затмения в системе меняются хаотично, и хотя существуют две теории относительно того, почему, ни одна из них не полностью соответствует современному пониманию звезд. [88]

Змеиный хвост содержит несколько рентгеновских двойных систем . Одна из них, GX 17+2 , представляет собой рентгеновскую двойную систему малой массы , состоящую из нейтронной звезды и, как и во всех рентгеновских двойных системах малой массы, звезды малой массы. Система была классифицирована как Sco-подобный источник Z , что означает, что ее аккреция близка к пределу Эддингтона . [89] Также было обнаружено, что примерно каждые 3 дня система становится ярче примерно на 3,5 звездной величины в K-диапазоне , возможно, из-за присутствия синхротронной струи . [90] Другая рентгеновская двойная система малой массы, Змея X-1 , время от времени испытывает рентгеновские всплески. В частности, один из них длился почти четыре часа, что, возможно, объясняется сжиганием углерода в «океане тяжелых элементов». [91]

Φ 332 (Финсен 332) — крошечная и сложная двойная звезда в 18:45 / +5°30', названная Твидлди и Твидлдум южноафриканским астрономом Уильямом Стивеном Финсеном , которого поразили почти идентичные углы положения и расстояния между ними. время его открытия в 1953 году. [92] [93] [94] Глизе 710 — звезда, которая, как ожидается, пройдет очень близко к Солнечной системе примерно через 1,29 миллиона лет. [95] [96] [97]

Объекты глубокого космоса

[ редактировать ]

Головные объекты

[ редактировать ]
Центральное плотное звездное ядро ​​Мессье-5, содержащее большое количество звезд, упакованных на небольшой площади.
Мессье 5 — шаровое скопление, которое можно увидеть невооруженным глазом при хороших условиях.

Поскольку галактическая плоскость не проходит через эту часть Змеи, возможен вид на многие галактики за ее пределами. Однако в Голове Змеи присутствуют несколько структур Галактики Млечный Путь, например Мессье 5, шаровое скопление, расположенное примерно в 8° к юго-западу от α Змеи, рядом со звездой 5 Змеи . В хороших условиях почти не виден невооруженным глазом. [98] и расположен примерно в 25 000 лет назад. [99] Мессье 5 содержит большое количество известных переменных звезд типа RR Лиры. [100] и удаляется от нас со скоростью более 50 км/с. [101] Скопление содержит два миллисекундных пульсара , один из которых находится в двойной системе, что позволяет измерить собственное движение скопления. Двойная система могла бы помочь нам понять нейтронно-вырожденную материю ; текущая медианная масса, если она подтвердится, исключит любое «мягкое» уравнение состояния такой материи. [102] Кластер использовался для проверки магнитных дипольных моментов нейтрино, которые могли бы пролить свет на некоторые гипотетические частицы, такие как аксион . [103] Ярчайшие звезды Мессье 5 имеют звездную величину около 10,6. [104] а шаровое скопление впервые наблюдал Уильям Гершель в 1791 году. [105]

Еще одно шаровое скопление — Паломар 5 , расположенное к югу от Мессье 5. Многие звезды покидают это шаровое скопление из-за гравитации Млечного Пути, образуя приливный хвост длиной более 30 000 световых лет. [106] Ему более 11 миллиардов лет. [107] Он также был сплющен и искажен приливными воздействиями. [108]

L134 . / L183 представляет собой комплекс темных туманностей , который вместе с третьим облаком, вероятно, образован фрагментами одного исходного облака, расположенного на расстоянии 36 градусов от плоскости Галактики, что является большим расстоянием для темных туманностей [109] Предполагается, что весь комплекс находится на расстоянии около 140 парсеков. [110] L183, также известная как L134N, является домом для нескольких инфракрасных источников, указывающих на дозвездные источники. [111] Считается, что это первое известное наблюдение фазы сжатия между ядрами облаков и дозвездными ядрами. [112] Ядро разделено на три области: [113] с общей массой около 25 солнечных масс. [114]

За пределами Млечного Пути в Змеиной Голове нет ярких объектов дальнего космоса для астрономов-любителей, и нет ничего выше 10-й звездной величины. Самая яркая — NGC 5962 , спиральная галактика , расположенная на расстоянии около 28 мегапарсеков от Земли. [115] с видимой величиной 11,34. [116] В галактике наблюдались две сверхновые. [117] и NGC 5962 имеет две галактики-спутника. [118] Чуть тусклее NGC 5921 , спиральная галактика с LINER типа перемычкой и активным галактическим ядром , расположенным несколько ближе, на расстоянии 21 мегапарсек. [119] 2001X . В 2001 году в этой галактике наблюдалась сверхновая типа II, получившая обозначение SN [120] Еще более тусклыми являются спирали NGC 5964. [121] и NGC 6118 , причем последняя является местом расположения сверхновой SN 2004dk . [122]

Желтое ядро ​​Объекта Хоага, окруженное синим кольцом звезд.
Объект Хоага , галактика в Змеи и член очень редкого класса, известного как кольцевые галактики .

Объект Хоага, расположенный на расстоянии 600 миллионов световых лет от Земли, принадлежит к очень редкому классу галактик, известному как кольцевые галактики. Внешнее кольцо в основном состоит из молодых голубых звезд, а ядро ​​— из более старых желтых звезд. Преобладающая теория ее формирования состоит в том, что галактика-прародительница представляла собой спиральную галактику с перемычкой, скорость рукавов которой была слишком велика, чтобы сохранять целостность галактики, и поэтому она была отделена. [123] Arp 220 — еще одна необычная галактика в составе Змеи. Прототип сверхяркой инфракрасной галактики Arp 220 находится несколько ближе, чем Объект Хоага, на расстоянии 250 миллионов световых лет от Земли. Она состоит из двух больших спиральных галактик, находящихся в процессе столкновения , их ядра вращаются на расстоянии 1200 световых лет, вызывая обширное звездообразование в обоих компонентах. Она обладает большим скоплением, насчитывающим более миллиарда звезд, частично покрытым толстыми пылевыми облаками вблизи ядра одной из галактик. [123] Другая взаимодействующая пара галактик, хотя и на более ранней стадии, состоит из галактик NGC 5953 и NGC 5954 . В данном случае обе являются активными галактиками : первая — сейфертовская галактика 2 , а вторая — галактика типа LINER. Обе переживают всплеск звездообразования, вызванный взаимодействием. [124]

Секстет Сейферта — это группа из шести галактик, четыре из которых гравитационно взаимодействуют , а две просто кажутся частью группы, несмотря на большее расстояние. Гравитационно связанное скопление находится на расстоянии 190 миллионов световых лет от Земли и имеет диаметр около 100 000 световых лет, что делает секстет Сейферта одной из самых плотных известных групп галактик. Астрономы предсказывают, что четыре взаимодействующие галактики в конечном итоге сольются , образовав большую эллиптическую галактику . [123] Первоначально считалось, что радиоисточник 3C 326 исходит из гигантской эллиптической галактики. Однако в 1990 году было показано, что источником является более яркая и меньшая галактика, расположенная в нескольких угловых секундах к северу. [125] Этот объект, получивший обозначение 3C 326 N, имеет достаточно газа для звездообразования, но его деятельность тормозится из-за энергии ядра радиогалактики. [126]

Гораздо большее скопление галактик — это красное смещение 0,0354 Abell 2063 . [127] Предполагается, что скопление взаимодействует с близлежащей группой галактик MKW 3s , основываясь на измерениях лучевых скоростей галактик и расположении галактики cD в центре Abell 2063. [128] Активная галактика в центре MKW 3s — NGC 5920 — по-видимому, создает пузырь горячего газа из-за своей радиоактивности. [129] Рядом со звездой 5-й величины Пи Серпентис находится AWM 4 — скопление, содержащее избыток металлов во внутрископляющей среде. Центральная галактика, NGC 6051 , является радиогалактикой , которая, вероятно, ответственна за это обогащение. [130] Подобно AWM 4, скопление Abell 2052 имеет центральную радиогалактику CD, 3C 317 . Считается, что эта радиогалактика перезапустилась после периода бездействия менее 200 лет назад. [131] В галактике насчитывается более 40 000 известных шаровых скоплений, что является самым высоким известным числом среди всех галактик по состоянию на 2002 год. [132]

Яркая красная галактика слева взаимодействует с синей галактикой справа, образуя сливающуюся активную пару галактик 3C 321.
Составное изображение 3C 321 , сливающейся активной пары галактик.

Состоящая из двух квазаров, расстояние между которыми составляет менее 5 угловых секунд , пара квазаров 4C 11.50 является одной из визуально ближайших пар квазаров на небе. Однако они имеют заметно разные красные смещения и, следовательно, не связаны между собой. [133] Член пары на переднем плане (4C 11,50 A) не имеет достаточной массы, чтобы преломлять свет от фонового компонента (4C 11,50 B) в достаточной степени для создания линзированного изображения, хотя у него есть собственный настоящий компаньон. [134] Еще более странная пара галактик — 3C 321 . В отличие от предыдущей пары, две галактики, составляющие 3C 321, взаимодействуют друг с другом и находятся в процессе слияния. Оба члена кажутся активными галактиками; первичная радиогалактика может быть ответственна за активность во вторичной посредством струи первой радиогалактики, направляющей материал на сверхмассивную черную дыру последней . [135]

Пример гравитационного линзирования можно найти в радиогалактике 3C 324 . Сначала считалось, что это одна сверхяркая радиогалактика с красным смещением z = 1,206, но в 1987 году было обнаружено, что на самом деле это две галактики, причем радиогалактика с вышеупомянутым красным смещением линзируется другой галактикой с красным смещением z = 0,845. Обнаружен первый пример радиогалактики с множеством изображений: [136] Источником является эллиптическая галактика с пылевой полосой, закрывающей обзор визуального и ультрафиолетового излучения ядра. [137] В еще более коротких длинах волн объект BL Lac PG 1553+113 является тяжелым излучателем гамма-лучей . По состоянию на 2007 год этот объект является самым далеким из обнаруженных объектов, испускающих фотоны с энергией в диапазоне ТэВ . [138] Спектр уникален: жесткое излучение в некоторых диапазонах спектра гамма-лучей резко контрастирует с мягким излучением в других. [139] В 2012 году объект вспыхнул в гамма-спектре, утроив яркость на две ночи, что позволило точно измерить красное смещение как z = 0,49. [140]

Несколько гамма-всплесков (GRB) наблюдались в Змеиной Голове, например, GRB 970111 , один из самых ярких наблюдаемых гамма-всплесков. Оптический переходный процесс, связанный с этим гамма-всплеском, не был обнаружен, несмотря на его интенсивность. Первоначально родительская галактика также оказалась неуловимой, однако теперь выяснилось, что хозяином является сейфертовская галактика I, расположенная с красным смещением z = 0,657. [141] Рентгеновское послесвечение гамма-всплеска также было намного слабее, чем у других более тусклых гамма-всплесков. [142] Более отдаленной является GRB 060526 (красное смещение z = 3,221), от которой зарегистрированы рентгеновские и оптические послесвечения. Этот гамма-всплеск был очень слабым для длительного гамма-всплеска. [143]

Хвостовые объекты

[ редактировать ]
Три столба непрозрачного газа возвышаются на зеленом туманном фоне.
Столпы Творения , известная область звездообразования в туманности Орла, ставшая знаменитой благодаря этой фотографии Хаббла.

Часть галактической плоскости проходит через хвост, поэтому Хвостовая Змея богата объектами дальнего космоса в галактике Млечный Путь. Туманность Орла и связанное с ней звездное скопление Мессье 16 находятся около 5700°. [144] световых лет от Земли в направлении Галактического центра . Туманность имеет размеры 70 на 50 световых лет и содержит Столпы Творения, три пылевых облака, которые прославились благодаря изображению, полученному космическим телескопом Хаббл . Звезды, рожденные в туманности Орла, а также звезды, возраст которых составляет около 5 миллионов лет, имеют среднюю температуру 45 000 градусов по Кельвину и производят колоссальное количество радиации, которая в конечном итоге разрушит пылевые столбы. [123] Несмотря на свою известность, туманность Орла довольно тусклая, ее комплексная звездная величина составляет около 6,0. Области звездообразования в туманности часто представляют собой испаряющиеся газовые шарики ; в отличие от глобул Бока они содержат только одну протозвезду . [145]

К северу от Мессье 16, на расстоянии примерно 2000 парсеков, находится OB-ассоциация Змеи OB2 , содержащая более 100 OB-звезд. Ассоциация возрастом около 5 миллионов лет, по-видимому, все еще содержит области звездообразования, и свет ее звезд освещает область HII S 54 . [146] В этой области HII находится рассеянное скопление NGC 6604 , которое того же возраста, что и окружающая его ассоциация OB. [147] и сейчас считается, что кластер просто является его самой плотной частью. [148] Скопление, по-видимому, производит тепловой дымоход ионизированного газа, вызванный взаимодействием газа галактического диска с галактическим гало . [146]

Еще одно рассеянное скопление в Змеином Кауде — IC 4756 , содержащее по крайней мере одну видимую невооруженным глазом звезду HD 172365. [149] (еще одна звезда, видимая невооруженным глазом поблизости, HD 171586 , скорее всего, не имеет к этому отношения). Расположен примерно в 440 парсеках от нас. [150] Возраст скопления оценивается примерно в 800 миллионов лет, что довольно старо для рассеянного скопления. [151] Несмотря на наличие Млечного Пути в Змеином Кауде, можно найти одно шаровое скопление: NGC 6535 , хотя оно и невидимо невооруженным глазом, но его можно разглядеть в небольшие телескопы к северу от Зеты Змеи. Достаточно маленькое и редкое для шарового скопления. [152] это скопление не содержит известных переменных RR Лиры, что необычно для шарового скопления. [153]

MWC 922 — звезда, окруженная планетарной туманностью . Планетарная туманность, названная туманностью Красный Квадрат из-за ее сходства с туманностью Красный Прямоугольник , выглядит почти идеальным квадратом с темной полосой вокруг экваториальных областей. Туманность содержит концентрические кольца, подобные тем, которые наблюдались у сверхновой SN 1987A . [154] MWC 922 сама по себе является переменной FS Canis Majoris , [155] Это означает, что это Be-звезда, содержащая исключительно яркие водорода линии излучения , а также избранные запрещенные линии , вероятно, из-за присутствия тесной двойной системы. [156] К востоку от Кси Змеи находится еще одна планетарная туманность, Абель 41 находится двойная звезда MT Серпентис , в центре которой . Туманность, по-видимому, имеет биполярную структуру, и было обнаружено, что ось симметрии туманности находится в пределах 5 ° от линии, перпендикулярной плоскости орбит звезд, что усиливает связь между двойными звездами и биполярными планетарными туманностями. [157] На другом конце спектра звездного возраста находится L483 , темная туманность, содержащая протозвезду IRAS 18418-0440 . Хотя он классифицируется как протозвезда класса 0 , он имеет некоторые необычные для такого объекта особенности, такие как отсутствие высокоскоростных звездных ветров , и было высказано предположение, что этот объект находится в переходном состоянии между классом 0 и классом I. [158] свете . Вокруг протозвезды существует переменная туманность, хотя ее можно увидеть только в инфракрасном [159]

Яркие голубые звезды в большом золотом облаке газа
Вестерхаут 40 , одно из ближайших мест массивного звездообразования.

Облако Змеи — это массивное звездообразующее молекулярное облако, расположенное в южной части Змеиного хвоста. Всего два миллиона лет [160] и на расстоянии 420 парсеков, [161] известно, что в облаке содержится много протозвезд, таких как Змея FIRS 1. [162] и Змей СВС 20 . [163] Протокластер Юг Змеи НАСА был обнаружен космическим телескопом «Спитцер» в южной части облака. [164] и похоже, что звездообразование в этом регионе все еще продолжается. [165] Еще одним местом звездообразования является комплекс Вестерхаут 40, состоящий из заметной области HII, примыкающей к молекулярному облаку. [166] Расположен примерно в 500 парсеках от нас. [167] это одна из ближайших массивных областей звездообразования, но поскольку молекулярное облако закрывает область HII, делая ее и ее скопление трудно видимым, она не так хорошо изучена, как другие. [168] Встроенное скопление, вероятно, содержит более 600 звезд с массой более 0,1 солнечной. [169] с несколькими массивными звездами, в том числе по крайней мере одной звездой О-типа, ответственными за освещение области HII и образование пузыря . [167]

Несмотря на наличие Млечного Пути, в Змее Кауде также видно несколько активных галактик, таких как PDS 456 , обнаруженная вблизи Xi Serpentis. Самая яркая ближайшая активная галактика. [170] Было обнаружено, что это АЯГ чрезвычайно изменчиво в рентгеновском спектре . Это позволило пролить свет на природу сверхмассивной черной дыры в центре, вероятно, черной дыры Керра . [171] Возможно, что квазар претерпевает переход от сверхяркой инфракрасной галактики к классическому радиотихому квазару, но с этой теорией есть проблемы, и объект кажется исключительным объектом, который не полностью попадает в современные системы классификации. [170] Рядом находится NRAO 530 , блазар , который, как известно, время от времени вспыхивает в рентгеновских лучах. Одна из этих вспышек длилась менее 2000 секунд, что делает ее самой короткой вспышкой, когда-либо наблюдавшейся в блазаре по состоянию на 2004 год. [172] Блазар также, по-видимому, демонстрирует периодические изменения в излучении радиоволн в течение двух разных периодов: шести и десяти лет. [173]

Метеоритные дожди

[ редактировать ]

два дневных метеорных потока : От Змей исходят Омега -Серпентиды и Сигма-Серпентиды . Пик обоих потоков приходится на период с 18 по 25 декабря. [174]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Jump up to: а б с д Ридпат, Ян. «Змеи» . Звездные сказки . самостоятельно опубликовано . Проверено 15 мая 2014 г.
  2. ^ Арнольд, Морис (Тоби). «Анатомический словарь Арнольда» . Анатомия и гистология — онлайн-обучение . Университет Сиднея. Архивировано из оригинала 02 сентября 2015 г. Проверено 8 августа 2015 г.
  3. ^ Уайт, Гэвин (2007). Вавилонские звездные знания: иллюстрированный путеводитель по звездным знаниям и созвездиям Древней Вавилонии . Публикации Солярии. п. 180. ИСБН  978-0-9559037-0-0 .
  4. ^ Jump up to: а б Ридпат, Ян . «Созвездия: Андромеда–Инд» . Звездные сказки . самостоятельно опубликовано . Проверено 1 апреля 2014 г.
  5. ^ Jump up to: а б «Змея, граница созвездия» . Созвездия . Международный астрономический союз . Проверено 20 апреля 2014 г.
  6. ^ Рассел, Х.Н. (1922). «Новые международные символы созвездий». Популярная астрономия . 30 : 469–71. Бибкод : 1922PA.....30..469R .
  7. ^ Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткий путеводитель по 254 именам звезд и их производным (2-е изд.). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN  978-1-931559-44-7 .
  8. ^ «*Альфа Змеи – Звезда двойной системы» . СИМБАД . Проверено 18 апреля 2014 г.
  9. ^ Jump up to: а б с д Эгглтон, ПП; Токовинин А.А. (2008). «Каталог множественности ярких звездных систем» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 389 (2): 869. arXiv : 0806.2878 . Бибкод : 2008MNRAS.389..869E . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x . S2CID   14878976 .
  10. ^ Да Силва, Р.; Порто-де-Мелло, главный тренер; Милон, AC; Да Силва, Л.; Рибейро, Л.С.; Роша-Пинто, HJ (2012). «Точные и однородные закономерности численности звезд солнечного типа в окрестностях Солнца: химико-хронологический анализ». Астрономия и астрофизика . 542 : А84. arXiv : 1204.4433 . Бибкод : 2012A&A...542A..84D . дои : 10.1051/0004-6361/201118751 . S2CID   118450072 .
  11. ^ «*Лямбда Змеиная – Звезда» . СИМБАД . Проверено 20 мая 2014 г.
  12. ^ Розенталь, Ли Дж.; Фултон, Бенджамин Дж.; Хирш, Леа А.; Исааксон, Ховард Т.; Ховард, Эндрю В.; Дедрик, Кайла М.; Шерстюк Илья А.; Блант, Сара С.; Петигура, Эрик А.; Натсон, Хизер А.; Бехмард, Аида; Чонтос, Эшли; Крепп, Джастин Р.; Кроссфилд, Ян Дж. М.; Далба, Пол А.; Фишер, Дебра А.; Генри, Грегори В.; Кейн, Стивен Р.; Косиарек, Молли; Марси, Джеффри В.; Рубензал, Райан А.; Вайс, Лорен М.; Райт, Джейсон Т. (2021), «Обзор наследия Калифорнии. I. Каталог 178 планет на основе точного мониторинга лучевых скоростей 719 близлежащих звезд за три десятилетия», Серия дополнений к астрофизическому журналу , 255 (1): 8, arXiv : 2105.11583 , Bibcode : 2021ApJS..255....8R , doi : 10.3847/1538-4365/abe23c , S2CID   235186973
  13. ^ Холл, Дж. К.; Генри, GW; Локвуд, Джорджия; Скиф, бакалавр искусств; Саар, SH (2009). «Активность и изменчивость Солнца и солнцеподобных звезд. Ii. Современная фотометрия и спектроскопия ярких солнечных аналогов». Астрономический журнал . 138 (1): 312. Бибкод : 2009AJ....138..312H . CiteSeerX   10.1.1.216.9004 . дои : 10.1088/0004-6256/138/1/312 . S2CID   12332945 .
  14. ^ «* Пси Змея – двойная или множественная звезда» . СИМБАД . Проверено 21 июня 2014 г.
  15. ^ «Каталог звездных имен МАС» . Международный астрономический союз . Проверено 17 сентября 2018 г.
  16. ^ «* Бета Серпентис – Звезда двойной системы» . СИМБАД . Проверено 12 мая 2014 г.
  17. ^ «* Бета Серпентис Б – Звезда двойной системы» . СИМБАД . Проверено 12 мая 2014 г.
  18. ^ Шая, Э.Дж.; Оллинг, Р.П. (2011). «Очень широкие двойные системы и другие сопутствующие звездные спутники: байесовский анализ каталога Hipparcos». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 192 (1): 2. arXiv : 1007.0425 . Бибкод : 2011ApJS..192....2S . дои : 10.1088/0067-0049/192/1/2 . S2CID   119226823 .
  19. ^ VSX (4 января 2010 г.). «Р Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 22 мая 2014 г.
  20. ^ «* Гамма Змеи – Переменная звезда» . СИМБАД . Проверено 22 мая 2014 г.
  21. ^ Би, С.-Л.; Басу, С.; Ли, Л.-Х. (2008). «Сейсмологический анализ звезд γ Serpentis и ι Leonis: звездные параметры и эволюция» . Астрофизический журнал . 673 (2): 1093–1105. Бибкод : 2008ApJ...673.1093B . дои : 10.1086/521575 .
  22. ^ Мутерспо, Мэтью В.; и др. (2010). «Архив данных дифференциальной астрометрии фаз. II. Обновленные орбиты двойных звезд и затменная двойная система с длительным периодом». Астрономический журнал . 140 (6): 1623–1630. arXiv : 1010.4043 . Бибкод : 2010AJ....140.1623M . дои : 10.1088/0004-6256/140/6/1623 . S2CID   6030289 .
  23. ^ Малков О.Ю.; Тамазян, В.С.; Docobo, JA; Чулков, Д.А. (2012). «Динамические массы выбранной выборки орбитальных двойных систем» . Астрономия и астрофизика . 546 : А69. Бибкод : 2012A&A...546A..69M . дои : 10.1051/0004-6361/201219774 .
  24. ^ «* Дельта Змеи – двойная или множественная звезда» . СИМБАД . Проверено 18 мая 2014 г.
  25. ^ «* Дельта Серпентис Б – Звезда двойной системы» . СИМБАД . Проверено 18 мая 2014 г.
  26. ^ VSX (4 января 2010 г.). «Дельта Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 18 мая 2014 г.
  27. ^ «* 16 Серпентис – Звезда» . СИМБАД . Проверено 24 мая 2014 г.
  28. ^ Томкин, Дж.; Ламберт, Д.Л. (1986). «Содержание тяжелых элементов в мягких бариевых звездах Омикрон Девы и 16 Змей» . Астрофизический журнал . 311 : 819. Бибкод : 1986ApJ...311..819T . дои : 10.1086/164821 .
  29. ^ VSX (4 января 2010 г.). «Чи Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 26 мая 2014 г.
  30. ^ Лоден, Л.О. (июль 1983 г.), «Физическое исследование скопления Большой Медведицы (с особым вниманием к пекулярным звездам А)», Серия дополнений к астрономии и астрофизике , 53 : 33–42, Бибкод : 1983A&AS...53.. .33л .
  31. ^ «* Эпсилон Змеи – Звезда» . СИМБАД . Проверено 26 мая 2014 г.
  32. ^ «*Мю Серпентис – Звезда» . СИМБАД . Проверено 26 мая 2014 г.
  33. ^ Адельман, С.Дж.; Албайрак, Б. (1998). «Анализ содержания элементов с помощью спектрограмм DAO - XX. Ранние a-звезды эпсилон Змеи, 29 Лисичек и сигма Водолея» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 300 (2): 359. Бибкод : 1998MNRAS.300..359A . дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.01859.x .
  34. ^ Гончаров Г.А.; Кияева, О.В. (2010). «Фотоцентрические орбиты в результате прямой комбинации наземной астрометрии с Hipparcos II. Предварительные орбиты для шести астрометрических двойных систем». Новая астрономия . 15 (3): 324–331. arXiv : 1606.08182 . Бибкод : 2010NewA...15..324G . дои : 10.1016/j.newast.2009.09.006 . S2CID   119252073 .
  35. ^ Николов Г.; Атанасова Е.; Илиев, ИК; Паунзен Э.; Барзова И.С. (апрель 2008 г.). «Спектроскопическое определение орбиты двух карликовых звезд со слабыми металлами: HD64491 и HD141851». Вклад Астрономической обсерватории Скалнате Плесо . 38 (2): 433–434. Бибкод : 2008CoSka..38..433N .
  36. ^ Мейсон, Брайан Д.; и др. (сентябрь 2010 г.). «Орбиты двойных звезд. IV. Орбиты 18 южных интерферометрических пар» . Астрономический журнал . 140 (3): 735–743. Бибкод : 2010AJ....140..735M . дои : 10.1088/0004-6256/140/3/735 .
  37. ^ Петри, РМ; Фиббс, Эдгар (1950). «Переопределение спектрографических орбит Йоты Пегаса и 25 Змей». Публикации Доминионской астрофизической обсерватории Виктория . 8 : 225–234. Бибкод : 1950PDAO....8..225P .
  38. ^ ВСХ; Отеро, SA (10 февраля 2012 г.). «ПТ Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 28 мая 2014 г.
  39. ^ Вундер, Э. (октябрь 1991 г.). «Периодические изменения ярких звезд RR Лиры SU Dra и VY Ser». Информационный бюллетень о переменных звездах . 3669 (1): Домашняя страница IBVS. Бибкод : 1991IBVS.3669....1W .
  40. ^ ВСХ; Отеро, SA (28 июня 2012 г.). «Тау4 Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 24 июня 2014 г.
  41. ^ Колотилов Е.А.; Руссев, Р. М. (январь 1980 г.). «Обратный профиль P Cyg хальфы в спектре красного гиганта HD 139216 = tau4 Ser». Информационный бюллетень о переменных звездах . 1730 : 1. Бибкод : 1980IBVS.1730....1K .
  42. ^ Группа исследования формирования галактических звезд и планет. «Лекция 7: Коллапс ядер и падение» (PDF) . Кафедра физики и астрономии Толедского университета . Проверено 17 июля 2015 г.
  43. ^ Сато, Б.; Омия, М.; Харакава, Х.; Лю, Ю.-Дж.; Изумиура, Х.; Камбе, Э.; Такеда, Ю.; Ёсида, М.; Ито, Ю.; Андо, Х.; Кокубо, Э.; Ида, С. (2013). «Планеты-спутники трех эволюционировавших звезд промежуточной массы: HD 2952, HD 120084 и ω Serpentis». Публикации Астрономического общества Японии . 65 (4): 85. arXiv : 1304.4328 . Бибкод : 2013PASJ...65...85S . дои : 10.1093/pasj/65.4.85 . S2CID   119248666 .
  44. ^ Парсонс, С.Г.; Марш, ТР; Медная крупа, СМ; Диллон, В.С.; Литтлфэр, SP; Генсике, БТ; Хикман, Р. (2010). «Точные значения массы и радиуса белого карлика и карлика M малой массы в докатаклизмической двойной системе NN Serpentis» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 402 (4): 2591. arXiv : 0909.4307 . Бибкод : 2010MNRAS.402.2591P . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.16072.x . S2CID   15186725 .
  45. ^ Марш, ТР; Парсонс, С.Г.; Бурс, MCP; Литтлфэр, SP; Медная крупа, СМ; Диллон, В.С.; Бридт, Э.; Касерес, К.; Шрайбер, MR (2013). «Планеты вокруг NN Serpentis: все еще здесь» (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (1): 475. arXiv : 1310.1391 . Бибкод : 2014МНРАС.437..475М . дои : 10.1093/mnras/stt1903 . S2CID   53954504 .
  46. ^ Эндл, Майкл; Хатцес, Арти П.; Кокран, Уильям Д.; МакАртур, Барбара; Прието, Карлос Альенде; Полсон, Дайан Б.; Гюнтер, Эйке; Бедалов, Ана (2004). «HD 137510: Оазис в пустыне коричневых карликов». Астрофизический журнал . 611 (2): 1121–1124. arXiv : astro-ph/0404584 . Бибкод : 2004ApJ...611.1121E . дои : 10.1086/422310 . S2CID   119062344 .
  47. ^ Фонсека, Э.; Лестница, IH; Торсетт, SE (2014). «Комплексное исследование релятивистской гравитации с использованием PSR B1534 + 12». Астрофизический журнал . 787 (1): 82. arXiv : 1402.4836 . Бибкод : 2014ApJ...787...82F . дои : 10.1088/0004-637X/787/1/82 . S2CID   119198979 .
  48. ^ Дюрант, М.; Каргальцев О.; Волков И.; Павлов, Г.Г. (2011). «Орбитальное изменение рентгеновского излучения двойной нейтронной звезды J1537 + 1155». Астрофизический журнал . 741 (1): 65. arXiv : 1108.3330 . Бибкод : 2011ApJ...741...65D . дои : 10.1088/0004-637X/741/1/65 . S2CID   119200269 .
  49. ^ Хеккер, С.; Аэртс, К. (2010). «Вариации профиля линии стохастически возбужденных колебаний в четырех эволюционировавших звездах». Астрономия и астрофизика . 515 : А43. arXiv : 1002.2212 . Бибкод : 2010A&A...515A..43H . дои : 10.1051/0004-6361/200912777 . S2CID   30911563 .
  50. ^ Табур, В.; и др. (декабрь 2010 г.), «Отношения периода и светимости пульсирующих гигантов M в окрестностях Солнца и Магеллановых облаков», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 409 (2): 777–788, arXiv : 1007.2974 , Bibcode : 2010MNRAS.409 ..777T , doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17341.x , S2CID   118411237
  51. ^ Jump up to: а б «Xi Serpentis – Спектроскопическая двойная система» . СИМБАД . Проверено 21 июня 2014 г.
  52. ^ Грей, RO; и др. (Июль 2006 г.), «Вклад в проект близлежащих звезд (NStars): спектроскопия звезд раньше, чем M0, в пределах 40 пк - Южная выборка», The Astronomical Journal , 132 (1): 161–170, arXiv : astro-ph/ 0603770 , Bibcode : 2006AJ....132..161G , doi : 10.1086/504637 , S2CID   119476992 .
  53. ^ Хальбвакс, Дж.Л. (1981). «Список предполагаемых угловых разделений спектрально-двойных систем». Приложение по астрономии и астрофизике . 44 : 47. Бибкод : 1981A&AS...44...47H .
  54. ^ Бояджян, Табета С.; и др. (июль 2013 г.). «Звездные диаметры и температуры. III. Звезды A, F, G и K главной последовательности: дополнительные высокоточные измерения и эмпирические соотношения». Астрофизический журнал . 771 (1): 31. arXiv : 1306.2974 . Бибкод : 2013ApJ...771...40B . дои : 10.1088/0004-637X/771/1/40 . S2CID   14911430 . 40. См. Таблицу 3.
  55. ^ «Ню Серпентис – Звезда двойной системы» . СИМБАД . Проверено 20 июня 2014 г.
  56. ^ «Омикрон Змеиный – переменная звезда типа дельта Sct» . СИМБАД . Проверено 20 июня 2014 г.
  57. ^ «Змея Зета – Звезда» . СИМБАД Проверено 20 июня 2014 г.
  58. ^ «БД-12 4724 – Звезда в двойной системе» . СИМБАД . Проверено 20 июня 2014 г.
  59. ^ VSX (4 января 2010 г.). «Омикрон Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 20 июня 2014 г.
  60. ^ Павленко Е.П.; Бочков В.В.; Васильяновская, ОП (1996). «9,6-летняя периодичность симбиотических новых RT Ser (1909) во время распада вспышки с 1940 по 1994 год». Астрофизика . 39 (1): 15–19. Бибкод : 1996Ап.....39...15П . дои : 10.1007/BF02044949 . S2CID   120532937 .
  61. ^ ВСХ; Осборн, В. (1 апреля 2014 г.). «РТ Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 28 мая 2014 г.
  62. ^ Тилли, ЕС (1943). «Спектрографическое исследование тройной системы в 59 D Serpentis». Астрофизический журнал . 98 : 347. Бибкод : 1943ApJ....98..347T . дои : 10.1086/144577 .
  63. ^ Абт, ХА (2009). «МК-классификации спектроскопических двойных систем». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 180 (1): 117–118. Бибкод : 2009ApJS..180..117A . дои : 10.1088/0067-0049/180/1/117 . S2CID   122811461 .
  64. ^ «HD 169986 – Звезда в двойной системе» . СИМБАД . Проверено 25 мая 2014 г.
  65. ^ VSX (4 января 2010 г.). «Д Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 25 мая 2014 г.
  66. ^ VSX (28 апреля 2010 г.). «ФХ Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 23 июня 2014 г.
  67. ^ Хамагучи, К.; Терада, Х.; Бамба, А.; Кояма, К. (2000). «Большая рентгеновская вспышка от Herbig Be Star MWC 297». Астрофизический журнал . 532 (2): 1111. arXiv : astro-ph/9911120 . Бибкод : 2000ApJ...532.1111H . дои : 10.1086/308607 . S2CID   1508384 .
  68. ^ Акке, Б.; Верхолст, Т.; ван ден Анкер, Мэн; Дероо, П.; Велкенс, К.; Шено, О.; Татулли, Э.; Бенисти, М.; Пуга, Э.; Уотерс, LBFM; Верховев, А.; де Котер, А. (2008). «MWC 297: молодая звезда большой массы, вращающаяся с критической скоростью». Астрономия и астрофизика . 485 (1): 209–221. arXiv : 0804.1212 . Бибкод : 2008A&A...485..209A . дои : 10.1051/0004-6361:200809654 . S2CID   4794509 .
  69. ^ Рипепи, В.; Бернабей, С.; Маркони, М.; Руоппо, А.; Палла, Ф.; Монтейро, MJPFG; Маркес, JP; Феррара, П.; Маринони, С.; Терранегра, Л. (2007). «Открытие пульсации δ Щита у звезды Хербига Ae VV Serpentis». Астрономия и астрофизика . 462 (3): 1023. arXiv : astro-ph/0610194 . Бибкод : 2007A&A...462.1023R . дои : 10.1051/0004-6361:20065728 . S2CID   16241531 .
  70. ^ Алонсо-Альби, Т.; Фуэнте, А.; Бачиллер, Р.; Нери, Р.; Планесас, П.; Тести, Л. (2008). «Пыльный диск вокруг В.В. Змеи». Астрофизический журнал . 680 (2): 1289–1294. arXiv : 0802.4152 . Бибкод : 2008ApJ...680.1289A . дои : 10.1086/587935 . S2CID   118405939 .
  71. ^ ВСХ; Отеро, SA (23 ноября 2011 г.). «ВВ Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 28 мая 2014 г.
  72. ^ Ридпат, Ян, изд. (2012). «ЮС звезда Ориона» . Словарь астрономии (2-е изд.). Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. doi : 10.1093/acref/9780199609055.001.0001 . ISBN  9780191739439 . Проверено 8 августа 2015 г.
  73. ^ VSX (4 января 2010 г.). «МВ Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 25 мая 2014 г.
  74. ^ Лопес-Гарсия, З.; Адельман, С.Дж.; Пинтадо, ОИ (2001). «Исследование содержания элементов CP-звезд» . Астрономия и астрофизика . 367 (3): 859–864. Бибкод : 2001A&A...367..859L . дои : 10.1051/0004-6361:20000438 .
  75. ^ «HR 7008 – Звезда в скоплении» . СИМБАД . Проверено 14 декабря 2014 г.
  76. ^ Андриевский С.М.; Горлова Н.И.; Клочкова В.Г.; Ковтюч В.В.; Панчук В.Е. (1999). «Богатый литием сверхгигант HD172365». Астрономические Нахрихтен . 320 (1): 35–41. Бибкод : 1999AN....320...35A . doi : 10.1002/1521-3994(199903)320:1<35::aid-asna35>3.0.co;2-f .
  77. ^ Ибаноглу, К.; Эврен, С.; Таш, Г.; Чакырлы, О.; Бозкурт З.; Афшар, М.; Сипахи, Э.; Даль, штат Ха; Оздаркан, О.; Чамурдан, ДЗ; Чамурдан, М.; Фраска, А. (2009). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения избранных двойных систем типа Алголя — IV. V799 Cassiopeiae, BX Piscium и HD 172189» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 392 (2): 757. Бибкод : 2009MNRAS.392..757I . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.14087.x .
  78. ^ Коста, JES; Мишель, Э.; Пенья, Дж.; Криви, О.; Ли, З.П.; Шевретон, М.; Бельмонте, Дж.А.; Альварес, М.; Фокс Мачадо, Л.; Паррао, Л.; Перес Эрнендес, Ф.; Фернандес А.; Фреми-младший; Пол, С.; Алонсо, Р. (2007). «Пульсационные частоты затменной звезды δ Щита HD 172189. Результаты кампании STEPHI XIII». Астрономия и астрофизика . 468 (2): 637–642. arXiv : 0706.4083 . Бибкод : 2007A&A...468..637C . дои : 10.1051/0004-6361:20065784 .
  79. ^ Гутьеррес-Сото, Ж.; Фабрегат, Дж.; Милк, Дж.; Суарес, Х.К.; Мойя, А.; Гарридо, Р.; Юбер, А.-М.; Флоке, М.; Найнер, Дж.; Фрема, Ю. (2007). «Мультипериодические пульсации в Be-звездах NW Serpentis и V1446 Aquilae» . Астрономия и астрофизика . 472 (2): 565–570. Бибкод : 2007A&A...472..565G . дои : 10.1051/0004-6361:20077414 .
  80. ^ Де Беккер, М.; Рау, Г.; Бломм, Р.; Питтард, Дж. М.; Стивенс, ИК; Рунакрес, MC (2005). «Наблюдение XMM-Ньютона кратной системы HD 167971 (O5-8V + O5-8V + (O8I)) и молодого рассеянного скопления NGC 6604». Астрономия и астрофизика . 437 (3): 1029–1046. arXiv : astro-ph/0503471 . Бибкод : 2005A&A...437.1029D . дои : 10.1051/0004-6361:20052810 . S2CID   16980385 .
  81. ^ Ибаноглу, К.; Чакырли, О.; Сипахи, Э. (2013). «МОЯ Серпентис: Массивная тройная система в ассоциации Ser OB2» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (1): 750–758. arXiv : 1308.4971 . Бибкод : 2013MNRAS.436..750I . дои : 10.1093/mnras/stt1616 . S2CID   119246895 .
  82. ^ VSX (4 января 2010 г.). «В411 Серпентис» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 25 мая 2014 г.
  83. ^ Конти, PS; Эббетс, Д.; Мэсси, П.; Ниемела, В.С. (1980). «Спектроскопические исследования двойных О-типа. V - Системы HD 166734». Астрофизический журнал . 238 : 184. Бибкод : 1980ApJ...238..184C . дои : 10.1086/157971 .
  84. ^ Хубриг, С.; Кэрролл, штат Техас; Гонсалес, Дж. Ф.; Шоллер, М.; Ильин И.; Саффе, К.; Кастелли, Ф.; Леоне, Ф.; Джарруссо, М. (2014). «Магнитное поле HD 161701, единственной двойной системы, состоящей из первичной Hg Mn и вторичной Ap» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 440 : L6–L10. Бибкод : 2014MNRAS.440L...6H . дои : 10.1093/mnrasl/slu012 . hdl : 11336/4902 .
  85. ^ Вейланд, Дж.Л.; Шор, Северная Каролина; Бивер, Э.А.; Лайонс, RW; Розенблатт, Э.И. (1995). «Наблюдения на спектрографе высокого разрешения Годдарда взаимодействующей двойной системы W Serpentis». Астрофизический журнал . 447 : 401. Бибкод : 1995ApJ...447..401W . дои : 10.1086/175883 .
  86. ^ Менникент, RE; Колачковски, З. (2009). «Взаимодействующие среды бинарных звезд и связь W Ser - DPV - Алгол». Интерферометрический взгляд на горячие звезды . 38 : 23–26. arXiv : 0904.1539 . Бибкод : 2010RMxAC..38...23M .
  87. ^ Каппа, CE (2002). «Радиоконтинуум VLA и наблюдения IRAS кольцевых туманностей вокруг WR 101 и WR 113» . Астрономический журнал . 123 (6): 3348–3355. Бибкод : 2002AJ....123.3348C . дои : 10.1086/340725 .
  88. ^ Давид-Ураз, Александр (2012). «Использование MOST для раскрытия секретов озорного двоичного файла CV Ser Вольфа-Райе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (3): 1720–1730. arXiv : 1207.6032 . Бибкод : 2012MNRAS.426.1720D . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21736.x .
  89. ^ Линь, Дачэн (2012). «Спектральная эволюция вдоль Z-трека рентгеновской двойной звезды яркой нейтронной звезды GX 17+2». Астрофизический журнал . 756 (1): 34. arXiv : 1207.1107 . Бибкод : 2012ApJ...756...34L . дои : 10.1088/0004-637X/756/1/34 . S2CID   10083273 .
  90. ^ Борнак, Джиллиан (2009). «Возможный период эпизодов просветления K-диапазона GX 17 + 2». Астрофизический журнал . 701 (2): Л110–Л113. arXiv : 0907.4348 . Бибкод : 2009ApJ...701L.110B . дои : 10.1088/0004-637X/701/2/L110 . S2CID   18361338 .
  91. ^ Корнелис, Р. (2002). «Четырехчасовой взрыв от Змеи X-1». Астрономия и астрофизика . 382 (1): 174–177. arXiv : astro-ph/0111263 . Бибкод : 2002A&A...382..174C . дои : 10.1051/0004-6361:20011591 . S2CID   16830958 .
  92. ^ Каталог неба 2000.0, Том 2: Двойные звезды, переменные звезды и незвездные объекты (под редакцией Алана Хиршфельда и Роджера В. Синнотта, 1985), Глава 3: Глоссарий избранных астрономических названий.
  93. ↑ Небо и телескоп, ноябрь 1961 г., стр. 263.
  94. ^ Указатель названий глубокого космоса 2000.0 - Хью К. Мэддокс (Foxon-Maddocks Associates, 1991).
  95. ^ Бэйлер-Джонс, Калифорния; Рыбицкий, Дж; Андре, Р.; Фуэнеа, М. (2018). «Новые встречи звезд обнаружены во втором выпуске данных Gaia». Астрономия и астрофизика . 616 : А37. arXiv : 1805.07581 . Бибкод : 2018A&A...616A..37B . дои : 10.1051/0004-6361/201833456 . S2CID   56269929 .
  96. ^ Берски, Филип; Дыбчинский, Петр А. (01 ноября 2016 г.). «Глизе 710 пройдет мимо Солнца еще ближе» . Астрономия и астрофизика . 595 : Л10. Бибкод : 2016A&A...595L..10B . дои : 10.1051/0004-6361/201629835 . ISSN   0004-6361 .
  97. ^ Гарсиа-Санчес, Дж.; и др. (1999). «Встречи звезд с облаком Оорта по данным Hipparcos » . Астрономический журнал . 117 (2): 1042–1055. Бибкод : 1999AJ....117.1042G . дои : 10.1086/300723 . S2CID   122929693 .
  98. ^ Фроммерт, Х.; Кронберг, К. (21 августа 2007 г.). «Мессье 5» . СЭДС . Проверено 16 декабря 2014 г.
  99. ^ Пауст, NEQ; Рид, Индиана; Пиотто, Г.; Апарисио, А.; Андерсон, Дж.; Сараджедини, А.; Бедин, ЛР; Шабойе, Б.; Доттер, А.; и др. (2010). «Обзор шаровых скоплений галактик ACS. VIII. Влияние окружающей среды на глобальные функции масс шаровых скоплений». Астрономический журнал . 139 (2): 476. Бибкод : 2010AJ....139..476P . дои : 10.1088/0004-6256/139/2/476 . HDL : 2152/34371 . S2CID   120965440 .
  100. ^ Зейдль, Б.; Хурта, Зс.; Юрчик, Дж.; Клемент, К.; Ловас, М. (2011). «Долговременный фотометрический мониторинг переменных Мессье 5 - I. Изменения периодов звезд типа RR Лиры» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 411 (3): 1744–1762. arXiv : 1010.1115 . Бибкод : 2011MNRAS.411.1744S . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17815.x . S2CID   118519067 .
  101. ^ Харрис, Уильям Э. (1996). «Каталог параметров шаровых скоплений Млечного Пути». Астрономический журнал . 112 : 1487. Бибкод : 1996AJ....112.1487H . дои : 10.1086/118116 .
  102. ^ Фрейре, PCC; Вольщан, А.; ван ден Берг, М.; Хессельс, JWT (2008). «Массивная нейтронная звезда в шаровом скоплении M5». Астрофизический журнал . 679 (2): 1433–1442. arXiv : 0712.3826 . Бибкод : 2008ApJ...679.1433F . дои : 10.1086/587832 . S2CID   118743395 .
  103. ^ Вио, Н.; Кателан, М.; Стетсон, П.Б.; Раффельт, Г.Г.; Редондо, Дж.; Валькарсе, ААР; Вайс, А. (2013). «Ограничения физики частиц из шарового скопления M5: дипольные моменты нейтрино». Астрономия и астрофизика . 558 : А12. arXiv : 1308.4627 . Бибкод : 2013A&A...558A..12V . дои : 10.1051/0004-6361/201322004 . S2CID   59056210 .
  104. ^ Куттс Клемент, Кристин М.; Сойер Хогг, Хелен (август 1977 г.). «Яркие переменные звезды в Мессье-5» . Журнал Королевского астрономического общества Канады . 71 : 281. Бибкод : 1977JRASC..71..281C . Проверено 1 марта 2021 г.
  105. ^ «Наблюдения Уильяма Гершеля за объектами Мессье» . www.messier.seds.org . Студенты за исследование и освоение космоса . Проверено 1 марта 2021 г.
  106. ^ Ибата, Р.; Гибсон, Б. (2007). «Призраки прошлых галактик». Научный американец . 296 (4): 40–5. Бибкод : 2007SciAm.296d..40I . doi : 10.1038/scientificamerican0407-40 . ПМИД   17479629 . S2CID   45284760 .
  107. ^ Мартелл, СЛ; Смит, Г.Х.; Гриллмайр, CJ (2002). «Новое измерение Паломара 5». Американское астрономическое общество, 201-е собрание ААС, № 07.11; Бюллетень Американского астрономического общества . 34 : 1103. Бибкод : 2002AAS...201.0711M .
  108. ^ Чен, CW; Чен, WP (октябрь 2010 г.), «Морфологическое искажение галактических шаровых скоплений», The Astrophysical Journal , 721 (2): 1790–1819, Бибкод : 2010ApJ...721.1790C , doi : 10.1088/0004-637X/721/2 /1790 г.
  109. ^ Кларк, ФО; Джонсон, доктор медицинских наук (1981). «Система межзвездных облаков L134-L183-L1778». Астрофизический журнал, Часть 1 . 247 : 104–111. Бибкод : 1981ApJ...247..104C . дои : 10.1086/159014 .
  110. ^ Цернис, К.; Стрейжис, В. (1992). «На расстоянии высоких широт темного облака LYNDS 134 в Змее» . Балтийская астрономия . 1 (2): 163. Бибкод : 1992БалтА...1..163С . дои : 10.1515/astro-1992-0204 .
  111. ^ Лехтинен, К.; Маттила, К.; Лемке, Д.; Джувела, М.; Прусти, Т.; Лаурейс, Р. (2003). «Инфракрасные наблюдения допротозвездных источников в Линдсе 183». Астрономия и астрофизика . 398 (2): 571–581. arXiv : astro-ph/0209617 . Бибкод : 2003A&A...398..571L . дои : 10.1051/0004-6361:20021411 . ISSN   0004-6361 . S2CID   15841960 .
  112. ^ Пагани, Л.; Бакманн, А.; Мотт, Ф.; Камбрези, Л.; Фич, М.; Лагаш, Г.; Мивиль-Дешен, магистр искусств; Пардо, младший; Аппони, Эй Джей (2004). «Возвращение к L183 (L134N)» . Астрономия и астрофизика . 417 (2): 605–613. Бибкод : 2004A&A...417..605P . дои : 10.1051/0004-6361:20034087 . ISSN   0004-6361 .
  113. ^ Кирк, Джейсон М.; Кратчер, Ричард М.; Уорд-Томпсон, Дерек (2009). «Наблюдения за картированием L183 BIMA N2H + 1-0: фрагментация и раскрутка в коллапсирующем, намагниченном, вращающемся дозвездном ядре». Астрофизический журнал . 701 (2): 1044–1052. arXiv : 0906.3632 . Бибкод : 2009ApJ...701.1044K . дои : 10.1088/0004-637X/701/2/1044 . ISSN   0004-637X . S2CID   119251856 .
  114. ^ Джувела, М.; Маттила, К.; Лехтинен, К.; Лемке, Д.; Лаурейс, Р.; Прусти, Т. (2002). «Наблюдения Линдса 183 в дальнем инфракрасном и молекулярном диапазоне - Исследования холодного газа и пыли». Астрономия и астрофизика . 382 (2): 583–599. arXiv : astro-ph/0111216 . Бибкод : 2002A&A...382..583J . дои : 10.1051/0004-6361:20011539 . ISSN   0004-6361 . S2CID   17367806 .
  115. ^ «Результаты NED для объекта NGC 5962» . Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . Проверено 3 июня 2015 г.
  116. ^ Хиль Де Пас, Армандо; Буасье, Самуэль; Мадор, Барри Ф.; Зайберт, Марк; Джо, Янг Х.; Боселли, Алессандро; Уайдер, Тед К.; Тилкер, Дэвид; Бьянки, Лусиана; и др. (2007). «Ультрафиолетовый атлас близлежащих галактик GALEX». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 173 (2): 185–255. arXiv : astro-ph/0606440 . Бибкод : 2007ApJS..173..185G . дои : 10.1086/516636 . S2CID   119085482 .
  117. ^ Я, Мёншин; и др. (февраль 2019 г.). «Интенсивный мониторинг близлежащих галактик (IMSNG)». Журнал Корейского астрономического общества . 52 (1): 11–21. arXiv : 1901.11353 . Бибкод : 2019JKAS...52...11I . дои : 10.5303/JKAS.2019.52.1.11 . S2CID   119394084 .
  118. ^ Мао, Яо-Юань; и др. (февраль 2021 г.). «Обзор SAGA. II. Построение статистической выборки спутниковых систем вокруг галактик, подобных Млечному Пути» . Астрофизический журнал . 907 (2): 35. arXiv : 2008.12783 . Бибкод : 2021ApJ...907...85M . дои : 10.3847/1538-4357/abce58 . S2CID   221376962 . 85.
  119. ^ «Результаты NED для объекта NGC 5921» . Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . Проверено 3 июня 2015 г.
  120. ^ Гал-Ям, А.; Шеммер, О.; Данн, Дж. (2001). «Сверхновая 2001X в NGC 5921». Циркуляр МАС . 7602 : 2. Бибкод : 2001IAUC.7602....2G .
  121. ^ Эрнандес-Толедо, Ее Величество; Зендехас-Домингес, Дж.; Авила-Риз, В. (2007). «BVRISПоверхностная фотометрия изолированных спиральных галактик». Астрономический журнал . 134 (6): 2286–2307. arXiv : 0705.2041 . Бибкод : 2007AJ....134.2286H . дои : 10.1086/521358 . S2CID   15196263 .
  122. ^ Стокдейл, CJ; Хейм, MS; Вандревала, CM; Бауэр, FE; ван Дайк, SD; Вейлер, КВ; Пули, Д.; Иммлер, С.; Дваркадас, В. (2009). «Сверхновые 1996aq и 2004dk». Центральное бюро электронных телеграмм . 1714 : 1. Бибкод : 2009CBET.1714....1S .
  123. ^ Jump up to: а б с д Уилкинс, Джейми; Данн, Роберт (2006). 300 астрономических объектов: визуальный справочник по Вселенной (1-е изд.). Буффало, Нью-Йорк: Firefly Books. ISBN  978-1-55407-175-3 .
  124. ^ Гонсалес Дельгадо, Роза М.; Перес, Энрике (август 1996 г.). «Округъядерная область сейфертовской галактики 2 NGC 5953» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 281 (3): 781–798. Бибкод : 1996MNRAS.281..781G . дои : 10.1093/mnras/281.3.781 .
  125. ^ Роулингс, С.; Сондерс, Р; Миллер, П.; Джонс, Мэн; Илс, ЮАР (1990). «Новая идентификация гигантского радиоисточника 3C326». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 246 (3): 21. Бибкод : 1990MNRAS.246P..21R .
  126. ^ Гиллард, П.; Буланже, Ф.; Ленерт, доктор медицины; Пино де Форе, Ж.; Комбс, Ф.; Фальгароне, Э.; Бернар-Салас, Ж. (2015). «Исключительная турбулентность, вызванная АЯГ, препятствует звездообразованию в радиогалактике 3C 326N». Астрономия и астрофизика . 574 : 15. arXiv : 1410,6155 . Бибкод : 2015A&A...574A..32G . дои : 10.1051/0004-6361/201423612 . S2CID   37207279 .
  127. ^ Канов, Калин Н.; Саразин, Крейг Л.; Хикс, Амалия К. (2006). «Чандра , наблюдающая за взаимодействием радиоисточника и охлаждающего ядра в Абелле 2063». Астрофизический журнал . 653 (1): 184–192. arXiv : astro-ph/0609037 . Бибкод : 2006ApJ...653..184K . дои : 10.1086/508862 . S2CID   15635049 .
  128. ^ Кремпец-Кригер, Дж.; Кригер, Б. (1999). «Взаимодействие скопления Абелла 2063 и группы галактик MKW3». Акта Астрономика . 49 : 403. Бибкод : 1999AcA....49..403K .
  129. ^ Джацинтуччи, С.; Маццотта, П.; Брунетти, Дж.; Вентури, Т.; Барделли, С. (2006). «Свидетельства нагрева газа центральным АГН в MKW 3s». Астрономические Нахрихтен . 327 (5–6): 573–574. Бибкод : 2006AN....327..573G . дои : 10.1002/asna.200610594 .
  130. ^ О'Салливан, Юэн; Джачинтуччи, Симона; Дэвид, Лоуренс П.; Вртилек, Ян М.; Райчаудхури, Сомак (2011). «Глубокое наблюдение Чандрой бедного скопления AWM 4-II. Роль радиоджетов в обогащении внутрикластерной среды» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 411 (3): 1833–1842. arXiv : 1010.0610 . Бибкод : 2011MNRAS.411.1833O . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17812.x . S2CID   118394119 .
  131. ^ Вентури, Т.; Даллакаса, Д.; Стефаначи, Ф. (2004). «Радиогалактики в охлаждающихся скоплениях ядра. Возобновление активности в ядре 3C 317?». Астрономия и астрофизика . 422 (2): 515–522. arXiv : astro-ph/0404571 . Бибкод : 2004A&A...422..515В . дои : 10.1051/0004-6361:20040089 . S2CID   14761769 .
  132. ^ Ли, Мён Гюн; Ким, Ынхёк; Гейслер, Дуг; Бриджес, Терри; Эшман, Кейт (2002). «Сравнительное исследование систем шаровых скоплений в UGC 9799 и NGC 1129». Внегалактические звездные скопления . 207 : 330. arXiv : astro-ph/0109248 . Бибкод : 2002IAUS..207..330L .
  133. ^ Шейвер, Пенсильвания; Робертсон, Дж. Г. (1985). "Близкая пара QSO Q1548+114A,B" . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 212 : 15П–20П. Бибкод : 1985MNRAS.212P..15S . дои : 10.1093/mnras/212.1.15p .
  134. ^ Класкенс, Ж.-Ф.; Ли, Д.-В.; Реми, М.; Слюзе, Д.; Сурдей, Дж. (2000). «Ограничения массы QSO в результате исследований пар квазаров с помощью гравитационного линзирования. Случаи Q1548 + 114 A & B и Q1148 + 0055 A & B». Астрономия и астрофизика . 356 : 840. Бибкод : 2000A&A...356..840C .
  135. ^ Эванс, Дэниел А.; Фонг, Вэнь-Фай; Хардкасл, Мартин Дж.; Крафт, Ральф П.; Ли, Джулия С.; Уорролл, Диана М.; Биркиншоу, Марк; Кростон, Джудит Х.; Макслоу, Том ВБ (2008). «Радиорентгеновское исследование взаимодействия джета/галактики-спутника в 3C 321». Астрофизический журнал . 675 (2): 1057–1066. arXiv : 0712.2669 . Бибкод : 2008ApJ...675.1057E . дои : 10.1086/527410 . S2CID   15820696 .
  136. ^ Февр, О. Ле; Хаммер, Ф.; Ноттале, Л.; Матез, Г. (25 марта 1987 г.). «Является ли 3C324 первой гигантской галактикой с гравитационными линзами?». Природа . 326 (6110): 268–269. Бибкод : 1987Natur.326..268L . дои : 10.1038/326268a0 . S2CID   4334323 .
  137. ^ Ямада, Тору; Кадзисава, Масару; Танака, Ичи; Майхара, Тошинори; Ивамуро, Фумихидэ; Терада, Хироши; Гото, Мива; Мотохара, Кентаро; Танабе, Хирохиса (2000). «Изображение мощной радиогалактики 3C 324 с высоким разрешением в ближнем инфракрасном диапазоне при z = 1,21 с помощью телескопа Subaru». Публикации Астрономического общества Японии . 52 (1): 43–51. arXiv : astro-ph/0002390 . Бибкод : 2000PASJ...52...43Y . дои : 10.1093/pasj/52.1.43 . ISSN   0004-6264 . S2CID   7386303 .
  138. ^ Тревес, А.; Фаломо, Р.; Усленги, М. (2007). «На дистанции ПГ 1553+11». Астрономия и астрофизика . 473 (3): Л17–Л19. arXiv : 0709.1271 . Бибкод : 2007A&A...473L..17T . дои : 10.1051/0004-6361:20078290 . ISSN   0004-6361 . S2CID   18568519 .
  139. ^ Абдо, А.А.; Акерманн, М.; Аджелло, М.; Этвуд, ВБ; Аксельссон, М.; Бальдини, Л.; Балет, Дж.; Барбиеллини, Дж.; Бастиери, Д.; и др. (2010). «Ферми-наблюдения очень жесткого гамма-блазара PG 1553 + 113». Астрофизический журнал . 708 (2): 1310–1320. arXiv : 0911.4252 . Бибкод : 2010ApJ...708.1310A . дои : 10.1088/0004-637X/708/2/1310 . ISSN   0004-637X . S2CID   122637947 .
  140. ^ Абрамовский А.; Агаронян Ф.; Бенхали, Ф. Айт; Ахперджанян, А.Г.; Ангунер, Э.О.; Бэкес, М.; Балендеран, С.; Бальцер, А.; Барначка, А. ; и др. (2015). «Вспышка PG 1553+113 2012 года, замеченная с помощью HESS и Fermi-LAT». Астрофизический журнал . 802 (1): 65. arXiv : 1501.05087 . Бибкод : 2015ApJ...802...65A . дои : 10.1088/0004-637X/802/1/65 . ISSN   1538-4357 . S2CID   115133160 .
  141. ^ Горосабель, Дж.; Кастро-Тирадо, AJ; Вольф, К.; Хайдт, Дж.; Зейтц, Т.; Томмс, Э.; Бартолини, К.; Гварниери, А.; Масетти, Н.; и др. (1998). «Оптическое исследование поля GRB 970111, начавшееся через 19 часов после гамма-всплеска». Астрономия и астрофизика . 339 : 719–728. arXiv : astro-ph/9809034 . Бибкод : 1998A&A...339..719G .
  142. ^ Фероци, М.; Антонелли, Луизиана; Гуайнацци, М.; Мюллер, Дж. М.; Коста, Э.; Пиро, Л.; Ин 'т Занд, JJM; Фронтера, Ф.; Дал Фиуме, Д.; и др. (1998). «Последующий поиск BeppoSAX рентгеновского послесвечения GRB970111». Астрономия и астрофизика . 332 : Л29. arXiv : astro-ph/9803015 . Бибкод : 1998A&A...332L..29F .
  143. ^ Тён, CC; Канн, Д.А.; Йоханнессон, Г.; Сельж, Дж. Х.; Яунсен, АО; Финбо, JPU; Акерлоф, CW; Балиян, Канзас; Бартолини, К.; и др. (2010). «Фотометрия и спектроскопия GRB 060526: детальное исследование послесвечения и родительской галактики гамма-всплеска az = 3,2». Астрономия и астрофизика . 523 : А70. arXiv : 0806.1182 . Бибкод : 2010A&A...523A..70T . дои : 10.1051/0004-6361/200810340 . S2CID   9031695 .
  144. ^ Кун, Майкл А.; Хилленбранд, Линн А.; Силлс, Элисон; Фейгельсон, Эрик Д.; Гетман, Константин В. (2018). «Кинематика молодых звездных скоплений и связей с Gaia DR2» . Астрофизический журнал . 870 (1): 32. arXiv : 1807.02115 . Бибкод : 2019ApJ...870...32K . дои : 10.3847/1538-4357/aaef8c . S2CID   119328315 .
  145. ^ Леви, Дэвид Х. (2005). Объекты глубокого неба . Книги Прометея. стр. 112–113 . ISBN  1-59102-361-0 .
  146. ^ Jump up to: а б Форбс, Д. (2000). «Объединение Змеи OB2 и его тепловой «дымоход» » . Астрономический журнал . 120 (5): 2594–2608. Бибкод : 2000AJ....120.2594F . дои : 10.1086/316822 .
  147. ^ Барбон, Р.; Карраро, Дж.; Мунари, У.; Цвиттер, Т.; Томаселла, Л. (2000). «Спектроскопия и фотометрия BVIC молодого рассеянного скопления NGC 6604». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 144 (3): 451. arXiv : astro-ph/0004012 . Бибкод : 2000A&AS..144..451B . дои : 10.1051/aas:2000193 . S2CID   6514418 .
  148. ^ Рейпурт, Б. (2008). «Молодое скопление NGC 6604 и Ассоциация Змей OB2». Справочник по областям звездообразования, Том II: Публикации монографии The Southern Sky ASP . 5 : 590. Бибкод : 2008hsf2.book..590R .
  149. ^ Херцог, AD; Сандерс, WL; Сеггевисс, В. (1975). «Членство и фотометрия рассеянного скопления IC 4756». Астрономия и астрофизика . 19 : 211–234. Бибкод : 1975A&AS...19..211H .
  150. ^ Алькаино, Г. (1965). «Фотоэлектрическое исследование галактических скоплений IC 4665 и IC 4756». Вестник / Обсерватория Лоуэлла . 6 (7): 167–172. Бибкод : 1965LowOB...6..167A .
  151. ^ Фелпс, РЛ; Джейнс, Калифорния; Монтгомери, Калифорния (1994). «Развитие Галактического диска: Поиск старейших рассеянных скоплений» . Астрономический журнал . 107 : 1079. Бибкод : 1994AJ....107.1079P . дои : 10.1086/116920 .
  152. ^ Теста, Винченцо; Корси, Карло Э.; Андреуцци, Глория; Янникола, Джачинто; Маркони, Джанни; Пьерсимони, Анна Марина; Буонанно, Роберто (2001). «Морфология горизонтальных ветвей и плотная среда: наблюдения космическим телескопом Хаббла шаровых скоплений NGC 2298, 5897, 6535 и 6626» . Астрономический журнал . 121 (2): 916–934. Бибкод : 2001AJ....121..916T . дои : 10.1086/318752 . S2CID   118936939 .
  153. ^ Сараджедини, Ата (1994). «ПЗС-фотометрия галактического шарового скопления NGC 6535 в полосах пропускания B и V» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 106 : 404. Бибкод : 1994PASP..106..404S . дои : 10.1086/133392 .
  154. ^ Тутилл, П.Г.; Ллойд, JP (2007). «Симметричная биполярная туманность вокруг MWC 922». Наука . 316 (5822): 247. Бибкод : 2007Sci...316..247T . дои : 10.1126/science.1135950 . ПМИД   17431173 . S2CID   15439363 .
  155. ^ Пламмер, А.; Отеро, SA (27 марта 2013 г.). «МВК 922» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 11 мая 2014 г.
  156. ^ Отеро, ЮАР; Уотсон, К.; Уилс, П. «Обозначения типов переменных звезд в VSX» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 11 мая 2014 г.
  157. ^ Джонс, Д.; Ллойд, М.; Сантандер-Гарсия, М.; Лопес, Дж.А.; Миберн, Дж.; Митчелл, Д.Л.; О'Брайен, Ти Джей; Поллакко, Д.; Рубио-Диес, ММ; и др. (2010). «Абель 41: Формирование планетарной туманности двойной центральной звездой» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 408 (4): 2312. arXiv : 1006.5873 . Бибкод : 2010MNRAS.408.2312J . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17277.x . S2CID   119310966 .
  158. ^ Тафалла, М.; Майерс, ПК; Мардонес, Д.; Бачиллер, Р. (2000). «L483: Протозвезда, переходящая из класса 0 в класс I». Астрономия и астрофизика . 359 : 967. arXiv : astro-ph/0005525 . Бибкод : 2000A&A...359..967T .
  159. ^ Коннелли, MS; Ходапп, КВ; Фуллер, Джорджия (2009). «Фотометрически и морфологически переменная инфракрасная туманность в L483». Астрономический журнал . 137 (3): 3494. arXiv : 0811.1232 . Бибкод : 2009AJ....137.3494C . дои : 10.1088/0004-6256/137/3/3494 . S2CID   17056166 .
  160. ^ Оливейра, И.; Мерин, Б.; Понтоппидан, КМ; ван Дишок, EF (2013). «Физическая структура протопланетных дисков: скопление Змеи по сравнению с другими регионами». Астрофизический журнал . 762 (2): 128. arXiv : 1212.3340 . Бибкод : 2013ApJ...762..128O . дои : 10.1088/0004-637X/762/2/128 . S2CID   119114877 .
  161. ^ Дзиб, С.; Лойнар, Л.; Миодушевский, А.Дж.; Боден, А.Ф.; Родригес, LF; Торрес, РМ (2010). «Определение VLBA расстояния до близлежащих областей звездообразования. IV. Предварительное расстояние до прото-Хербига Ae Be Star EC 95 в ядре Змеи». Астрофизический журнал . 718 (2): 610. arXiv : 1003.5900 . Бибкод : 2010ApJ...718..610D . дои : 10.1088/0004-637X/718/2/610 . S2CID   1444233 .
  162. ^ Дионатос, О.; Йоргенсен, Дж. К.; Тейшейра, PS; Гюдель, М.; Бергин, Э. (2014). «Атомный реактивный самолет SMM1 (FIRS1) в Змеевике обнаруживает протобинарного компаньона». Астрономия и астрофизика . 563 : А28. arXiv : 1401.3249 . Бибкод : 2014A&A...563A..28D . дои : 10.1051/0004-6361/201322799 . S2CID   119287830 .
  163. ^ Чарди, ДР; Телеско, СМ; Пакхэм, К.; Гомес Мартин, К.; Радомски, Дж.Т.; Де Бьюзер, Дж. М.; Филлипс, CJ; Харкер, Делавэр (2005). «Эмиссия кристаллического силиката в протозвездной двойной змее SVS 20». Астрофизический журнал . 629 (2): 897–902. arXiv : astro-ph/0504665 . Бибкод : 2005ApJ...629..897C . дои : 10.1086/431548 . S2CID   14553402 .
  164. ^ Гутермут, РА; Бурк, ТЛ; Аллен, Луизиана ; Майерс, ПК; Мегит, Северная Каролина; Мэтьюз, Британская Колумбия; Йоргенсен, Дж. К.; Ди Франческо, Дж.; Уорд-Томпсон, Д.; и др. (2008). « Обследование больших близлежащих межзвездных облаков поясом Спитцера Гулда : открытие плотного встроенного скопления в разломе Змеи-Аквила». Астрофизический журнал . 673 (2): L151. arXiv : 0712.3303 . Бибкод : 2008ApJ...673L.151G . дои : 10.1086/528710 . S2CID   339753 .
  165. ^ Накамура, Ф.; Сугитани, К.; Симаджири, Ю.; Цукагоши, Т.; Хигучи, А.; Нисияма, С.; Кавабе, Р.; Таками, М.; Карр, Дж.Л.; и др. (2011). «Молекулярные оттоки из протокластера Змеи Юга». Астрофизический журнал . 737 (2): 56. arXiv : 1105.4481 . Бибкод : 2011ApJ...737...56N . дои : 10.1088/0004-637X/737/2/56 . S2CID   119195551 .
  166. ^ Зейлик II, М.; Лада, CJ (1978). «Наблюдения W40 и W48 в ближнем инфракрасном диапазоне и CO» . Астрофизический журнал, Часть 1 . 222 : 896–901. Бибкод : 1978ApJ...222..896Z . дои : 10.1086/156207 .
  167. ^ Jump up to: а б Шупинг, РЮ; Вакка, штат Вашингтон; Кассис, М.; Ю, КЦ (2012). «Спектральная классификация самых ярких объектов галактической области звездообразования W40». Астрономический журнал . 144 (4): 12. arXiv : 1208.4648 . Бибкод : 2012AJ....144..116S . дои : 10.1088/0004-6256/144/4/116 . S2CID   119227485 .
  168. ^ Родни, ЮАР; Рейпурт, Б. (2008). «Облачный комплекс W40». Справочник по областям звездообразования, Том II: Публикации монографии ASP The Southern Sky . 5 : 683. Бибкод : 2008hsf2.book..683R .
  169. ^ Кун, Массачусетс; Гетман, К.В.; Фейгельсон, Эд; Рейпурт, Б.; Родни, ЮАР; Гармир, врач общей практики (2010). «Наблюдение Чандрой скрытого комплекса звездообразования W40». Астрофизический журнал . 275 (2): 2485–2506. arXiv : 1010.5434 . Бибкод : 2010ApJ...725.2485K . дои : 10.1088/0004-637X/725/2/2485 . S2CID   119192761 .
  170. ^ Jump up to: а б Юн, М.С.; Редди, Северная Каролина; Сковилл, Новая Зеландия; Фрайер, Д.Т.; Робсон, Э.И.; Тиланус, RPJ (2004). «Многоволновые наблюдения богатой газом родительской галактики PDS 456: новый вызов для сценария перехода от ULIRG к QSO». Астрофизический журнал . 601 (2): 723–734. arXiv : astro-ph/0310340 . Бибкод : 2004ApJ...601..723Y . дои : 10.1086/380559 . S2CID   45476 .
  171. ^ Ривз, JN; Винн, Г.; О'Брайен, ПТ; Паундс, Калифорния (2002). «Чрезвычайная рентгеновская переменность светящегося квазара PDS 456» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 336 (3): L56. arXiv : astro-ph/0209120 . Бибкод : 2002MNRAS.336L..56R . дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.06038.x . S2CID   14158307 .
  172. ^ Фоскини, Л.; Пиан, Э.; Мараски, Л.; Райтери, СМ; Тавеккьо, Ф.; Гизеллини, Дж.; Тости, Г.; Малагути, Г.; Ди Кокко, Г. (2006). «Короткая жесткая рентгеновская вспышка блазара NRAO 530, наблюдаемая ИНТЕГРАЛом». Астрономия и астрофизика . 450 (1): 77–81. arXiv : astro-ph/0601101 . Бибкод : 2006A&A...450...77F . дои : 10.1051/0004-6361:20064804 . S2CID   53117963 .
  173. ^ Лу, Джей Си; Ван, JY; Ан, Т.; Лин, Дж. М.; Цю, Х.Б. (2012). «Периодическая радиопеременность в NRAO 530: анализ минимизации фазовой дисперсии». Исследования в области астрономии и астрофизики . 12 (6): 643. arXiv : 1202.3873 . Бибкод : 2012RAA....12..643L . дои : 10.1088/1674-4527/12/6/004 . S2CID   55847749 .
  174. ^ Дженнискенс, Питер (сентябрь 2012 г.). «Картирование орбит метеороидов: обнаружены новые метеорные дожди». Небо и телескоп : 24.
[ редактировать ]


Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Serpens&oldid=1234970967"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 07c4ba6e87a9eda56216d5c97cd867d4__1721173260
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/07/d4/07c4ba6e87a9eda56216d5c97cd867d4.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Serpens - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)