HR 5171
  | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Кентавр |
| А | |
| Прямое восхождение | 13 час 47 м 10.864 с [1] |
| Склонение | −62° 35′ 22.95″ [1] |
| Apparent magnitude (V) | 6.1 - 7.5 [2] |
| Б | |
| Прямое восхождение | 13 час 47 м 09.953 с [3] |
| Склонение | −62° 35′ 15.99″ [4] |
| Apparent magnitude (V) | 9.83 [4] |
| Характеристики | |
| А | |
| Спектральный тип | К0 0-Это [5] |
| B-V Индекс цвета | +2.499 [4] |
| Тип переменной | ЭБ + СДОР? [6] |
| Б | |
| Спектральный тип | B0 Ибп [7] |
| B-V Индекс цвета | +0.39 [4] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | −38.20 [8] км/с |
| Расстояние | 4900 – 11700 св. (1,500 [9] – 3,900 [10] ПК ) |
| А | |
| Собственное движение (μ) | ДА: −5,648 [1] мас / Декабрь: −1,797 [1] мас / |
| Параллакс (р) | 0,2459 ± 0,0514 но [1] |
| Расстояние | ок. 13 000 лий (ок. 4100 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | −9.2 [11] |
| Б | |
| Собственное движение (μ) | ДА: −5,715 [3] мас / Декабрь: −2,143 [3] мас / |
| Параллакс (р) | 0,3257 ± 0,0126 но [3] |
| Расстояние | 10 000 ± 400 св. (3100 ± 100 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | −5.8 [12] |
| Орбита [2] | |
| Начальный | Аа |
| Компаньон | Аб |
| Период (П) | 1304 ± 6 дней |
| Большая полуось (а) | 2,028 - 2,195 R ☉ |
| Эксцентриситет (е) | 0 |
| Наклон (я) | >60° |
| Подробности | |
| Аа | |
| Масса | 27 – 36 [13] [14] M ☉ |
| Радиус | 1,060 – 1,160, [9] 1,315 [2] – 1,575 [14] R ☉ |
| Яркость | 200,000 – 251,000, [9] 630,000 +60,000 −55,000 [13] L ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | −0.5 ± 0.6 [13] cgs |
| Температура | 4,470 – 5,012 [9] К |
| Возраст | 3.5 [10] Мир |
| Аб | |
| Масса | 5 +15 −3 [14] M ☉ |
| Радиус | 312 - 401, [2] 650 ± 150 [14] R ☉ |
| Температура | 4,800 - 5,200 [2] К |
| Б | |
| Радиус | 20 R ☉ |
| Яркость | 160,000 [15] L ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | 3.0 - 3.5 [7] cgs |
| Температура | 26,000 [7] К |
| Возраст | 4 [10] Мир |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
HR 5171 , также известный как V766 Центавра , — желтый гипергигант в созвездии Центавра . Говорят, что это либо крайний красный сверхгигант (RSG), либо недавний желтый гипергигант (Post-RSG), желтый гипергигант (YHG), оба из которых позволяют предположить, что это одна из крупнейших известных звезд . Диаметр звезды неизвестен, но, вероятно, он будет в 1100–1600 раз больше диаметра Солнца, а расстояние до нее составляет 3,6 кпк (11 700 световых лет) от Земли.
В публикации 2014 года была выдвинута гипотеза, что эта звезда представляет собой контактную двойную систему , имеющую общую оболочку из материала с меньшим желтым сверхгигантом и вторичной звездой, причем эти две звезды вращаются вокруг друг друга каждые 1304 ± 6 дней. Недавняя публикация (2019 г.) исключает эту гипотезу, и расстояние до HR 5171 было пересмотрено до 5200 ± 1600 световых лет, а ее радиус — до 3–5 а.е. (т. е. в 650–1080 раз больше, чем у Солнца). [9]
Оптический спутник HR 5171B может находиться на том же расстоянии, что и желтый сверхгигант, а может и не находиться. [9]
Система
[ редактировать ]
Система HR 5171 содержит как минимум три звезды. Первичная А представляет собой затменно-двойную систему (компоненты Аа и Ab или А и С в Каталоге компонентов двойных и кратных звезд ) с двумя контактирующими желтыми звездами, обращающимися по орбите за 1304 дня. Компаньон был обнаружен непосредственно с помощью оптической интерферометрии , и его размер составляет примерно треть размера главного гипергиганта . Две звезды находятся в фазе общей оболочки , когда вещество, окружающее обе звезды, вращается синхронно с самими звездами.
Компонент B, расположенный на расстоянии 9,4 угловых секунд от главной звезды, представляет собой синий сверхгигант спектрального класса B0. [7] Сама по себе это очень яркая массивная звезда, но визуально на три звездные величины тусклее желтого гипергиганта. Прогнозируемое расстояние между главным гипергигантом и синим сверхгигантом составляет 35 000 а.е., хотя фактическое расстояние между ними может быть больше. [2]
История наблюдений
[ редактировать ]HR 5171 была названа путем включения в Гарвардский пересмотренный каталог , позже опубликованный как « Каталог ярких звезд» . Это была 5171-я запись в каталоге с визуальной величиной 6,23 и спектральным классом K-типа . [16] HR 5171 была внесена в каталог как двойная звезда в 1927 году. [17]
В 1956 году была зарегистрирована звезда HR 5171 со звездной величиной 6,4, спектральным классом G5p и сильно покрасневшая. [18] В 1966 году Корбен зафиксировал ее звездную величину 6,51 и спектральный класс G5p и отметил, что она переменная. В каталоге 1969 года зафиксирована визуальная величина 5,85 и спектральный класс A7V, что, предположительно, является случаем ошибочной идентификации. [19] В 1971 году HR 5171 A был идентифицирован как гипергигант G8, покрасневший более чем на три величины межзвездного поглощения , а также на половину величины поглощения околозвездного вещества. [12] В 1979 году она была подтверждена как одна из самых ярких известных звезд с абсолютной визуальной величиной (MV ) -9,2. [11] Позже в обновленной системе МК спектральный класс G8 был скорректирован до K0 0-Ia, что соответствовало критериям очень ярких сверхгигантов. [20]
В 1973 году HR 5171 была официально признана переменной звездой V766 Центавра на основании каталога Корбена 1966 года. [21] В то время это считалось «крутой переменной S Дорада», классом, включающим такие звезды, как Ро Кассиопеи , которые теперь известны как желтые гипергиганты. Эти переменные обычно классифицируются как полурегулярные (SRd) из-за изменений, которые иногда четко выражены, иногда почти постоянны и могут проявлять непредсказуемое затухание. Детальное исследование показало изменчивость как блеска, так и спектрального класса с возможными периодами от 430 до 494 дней. Было подсчитано, что температура поверхности варьируется от почти 5000К до менее 4000К. [22]
В статье 2014 года наблюдения VLTI напрямую определили неожиданно большой размер HR 5171 и показали, что это контактная двойная система . Также были непосредственно получены изображения оболочки материала вокруг звезды. [2] В 2016 году наблюдения VLTI показали еще больший радиус и неожиданно низкую температуру гипергиганта K0. [13] Дальнейшая интерферометрия позволила получить изображение вторичной звезды, проходящей через главную. [14]
Расстояние
[ редактировать ]
( ESO / Цифровой обзор неба 2 )
HR 5171 появляется недалеко от центра области HII Gum 48d, кольца материала, ионизированного, скорее всего, одной или обеими видимыми звездами HR 5171. Звезды и туманность демонстрируют схожие космические движения, которые помещают их в спиральный рукав Центавра на расстоянии около 4000 парсеков (4 кпк) от Земли. По-видимому, это часть обширного комплекса молекулярных облаков , расположенного на расстоянии от 3,2 до 5,5 кпк от Земли. Gum 48d потребует ионизации одной или двух О-типа звезд , предположительно одной или обеих звезд HR 5171, существовавших несколько миллионов лет назад. Его возраст оценивается в 3,5 миллиона лет, это один из старейших известных регионов HII. [10]
Ранние расчеты, основанные на предполагаемой светимости HR 5171B, дали расстояние 3,2 кпк и величину межзвездного поглощения 3,2 . Сравнение HR 5171A с аналогичными звездами в Магеллановых облаках предполагает расстояние 3,7 кпк. Среднее расстояние по всем этим расчетам составляет 3,6 кпк. [12] это по-прежнему широко распространенное расстояние, хотя есть основания полагать, что оно может быть ближе. [7]
Gum 48d также занесен в каталог как RCW 80, хотя обозначение RCW 80 иногда используется для обозначения более отдаленного остатка сверхновой G309.2-00.6, который перекрывает ее. [7] Рассеянное скопление NGC 5281 находится в 19 футах от HR 5171, проецируется на остаток сверхновой, но находится всего в 1200 парсеках от Земли. [23]
Спектр
[ редактировать ]HR В спектре 5171 легко разделить светящуюся желтую звезду и горячий синий сверхгигант. Третий компонент, HR 5171Ab, не разрешен, и его спектральный класс неясен. Обе звезды демонстрируют покраснение на 3-4 величины из-за вымирания пыли.
Желтая звезда была определена как спектральный стандарт для звезд K0 0-Ia. [20] Он демонстрирует общие черты сверхгиганта позднего G или раннего K, но имеет ряд особенностей. На высокую светимость указывает сила разрыва CN 421,5 нм и существование инфракрасного триплета кислорода . Он также демонстрирует большой избыток инфракрасного излучения и исключительно сильное силикатное поглощение, вызванные пылевой оболочкой, конденсированной из материала, выброшенного звездой. [12] Необычный избыток синего цвета вблизи 383,8 нм может быть обусловлен люминесценцией полициклических ароматических углеводородов (ПАУ). [7] На спектр сильно влияет протяженная атмосфера звезды: сильные эмиссионные линии образуются в звездном ветре , а континуум формируется в расширенной области, а не на острой поверхности фотосферы . Звезда фактически имеет псевдофотосферу, скрывающую истинную поверхность звезды. [2]
Синий компаньон с некоторой неопределенностью был классифицирован как B0 Ibp, горячий сверхгигант нормальной светимости. Код спектральной особенности указывает на то, что ее линии поглощения менее резкие, чем обычно для звезды такого типа. [12]
Вариативность
[ редактировать ] | Этот раздел нуждается в дополнительных цитатах для проверки . ( октябрь 2019 г. ) |
HR 5171 демонстрирует беспорядочные изменения яркости и цвета . HR 5171B, по-видимому, стабильна, причем изменения вызваны физическими изменениями в звезде-гипергиганте, изменениями оболочки и затмениями между двумя близкими спутниками.
Первичный и вторичный минимумы имеют глубину 0,21 и 0,14 звездной величины соответственно на длинах волн видимого света. Кривая блеска демонстрирует почти непрерывное изменение из-за контактного характера системы, но у вторичного минимума, где вторичная часть проходит перед первичной, имеется отчетливое плоское дно. Форма кривой блеска затмения предполагает, что орбита почти обращена к Земле, и что вторичная звезда немного горячее первичной.
Затмения происходят на фоне внутренних изменений. По статистике, система имеет среднюю магнитуду 6,54 и средние вариации 0,23 магнитуды за период с середины 20-го века до 2013 года, но внутри этого периода есть десятилетия с относительно небольшими вариациями, а также другие, которые гораздо более активны. Три глубоких минимума наблюдались в 1975, 1993 и 2000 годах, при этом яркость падала ниже 7-й звездной величины каждый раз в течение примерно года. Изменения цвета в этих минимумах предполагают переход яркости из визуального в инфракрасный либо в результате охлаждения, либо в результате рециркуляции окружающей оболочкой. После глубоких минимумов наблюдаются меньшие пики блеска. В целом, изменчивость яркости стала намного сильнее с 2000 года.
наблюдается вековая тенденция Изменения инфракрасной яркости по сравнению с визуальной яркостью вполне соответствуют кривой блеска, что позволяет предположить, что изменения яркости связаны с изменениями цвета или затухания, но в показателе цвета BV . С 1942 по 1982 год BV неуклонно увеличивался примерно с 1,8 до 2,6. С тех пор оно было примерно постоянным. Похоже, это не связано с покраснением, поскольку оно не зависит от визуальной величины и предполагает изменение самой звезды. Наиболее вероятное изменение заключается в том, что гипергигант остывает и увеличивается в размерах.
Вариации беспорядочны, но сильная 657-дневная периодичность была замечена в фотометрии Hipparcos HR 5171. Более поздние вариации показали самую сильную периодичность около 3300 дней, но также показали и другие периоды, в том числе один в 648 дней. Эта постоянная периодичность во всех остальных вариациях обусловлена затмениями дважды в 1304 дня. [2]
она классифицируется В Общем каталоге переменных звезд как возможная переменная S Дораду , а также как затменная переменная. [6]
Характеристики
[ редактировать ]Угловой диаметр HR 5171A был опубликован трижды с использованием измерений Очень Большого Телескопа : дважды с помощью интерферометра AMBER и один раз с помощью интерферометра PIONIER . Во всех случаях был обнаружен неожиданно большой диаметр, примерно от 3,3 до 4,1 мс, что значительно превышает 1000 R ☉ на принятом расстоянии 3,6 кпк.
Самая ранняя ЯНТАРНАЯ интерферометрия была проведена в диапазоне инфракрасных волн в марте 2012 года. Наиболее подходящей моделью был четко очерченный однородный диск с небольшим ярким пятном на краю, окруженный более слабой протяженной оболочкой. Однородный диск, принятый за фотосферу более крупной звезды, имел диаметр 3,39 мс, что соответствует радиусу 1315 ± 260 солнечных радиусов (915 000 000 ± 181 000 000 км ; 6,12 ± 1,21 а.е. ). Размер меньшего диска, предположительно вторичной звезды, не был четко определен. [2] Вторая серия наблюдений AMBER была сделана в K-диапазоне в апреле 2014 года. Наилучшие совпадения для однородного диска и радиуса Россланда модели атмосферы были почти идентичными при 3,87 мс и 3,86 мс соответственно, что соответствует радиусу 1492 ± 540 R ☉ (6,94 ± 2,51 а.е. ). [13] Наблюдения PIONIER проводились в шести различных инфракрасных длинах волн в течение 2016 и 2017 годов. Синтез апертуры использовался для получения изображения HR 5171 на трех разных фазах орбиты. На двух изображениях вторичная звезда видна перед основной, а на третьем она должна была находиться позади основной и не была видна. Было обнаружено, что фотосфера, смоделированная как звездная атмосфера Россланда, окруженная протяженным однородным диском, находится между 3,3 и 4,8 мсек. В целом радиус первичной звезды был рассчитан как 1575 ± 400 R ☉ (7,32 ± 1,86 а.е. ) и 650 ± 150 R ☉ (450 000 000 ± 100 000 000 км ) для вторичной. [14] Радиусы статистически согласуются друг с другом, но более характерны для крайнего красного сверхгиганта, а не для желтого гипергиганта . Неясно, связано ли это с бинарным взаимодействием или неправильной интерпретацией необычного и сильно покрасневшего спектра. [2]
Светимость была рассчитана на основе аппроксимации спектрального распределения энергии (SED) и составила 630 000 L ☉ при условии расстояния 3,7 кпк и 3,2 величины межзвездного поглощения. [11] Это значительно ярче, чем ожидалось для любого красного сверхгиганта, и экстремально даже для желтого гипергиганта. [7] Эффективная температура, полученная из совпадения инфракрасных спектров, составляет 5000 К. [2] а температура, рассчитанная по радиусу 1490 R ☉ и светимости 630 000 L ☉, составляет 4290 ± 760 К. [13]
Близкая вторичная звезда HR 5171 Ab представляет собой светящуюся желтую звезду с радиусом примерно в треть радиуса главной звезды и почти такой же температурой. Судя по форме кривой блеска затмения, оно на 12% ярче основного и немного горячее. Он гораздо менее массивен, его масса оценивается всего в одну десятую массы первичного объекта. Его точные свойства можно предсказать только с помощью моделей, поскольку он едва отделяется от своего более крупного спутника и его спектр невозможно отличить. [2]
Согласно статье 1992 года, горячий компаньон HR 5171 B — это сверхгигант B0, который в 316 000 раз ярче Солнца. Хотя ее болометрическая светимость примерно вдвое меньше , чем у HR 5171A, она на три звездных величины слабее, поскольку большая часть ее излучения приходится на ультрафиолет . Расстояние до нее ( 3,6 кпк) хорошо известно, и она связана с туманностью и скоплением Gum 48d, но неясно, находится ли HR 5171A на таком же расстоянии или намного ближе. [9]
Эволюция
[ редактировать ]Эволюционная история HR 5171A осложнена ее неопределенными и необычными физическими свойствами и двойным спутником. Как одиночная звезда с температурой 4290 К, ее свойства соответствуют невращающейся звезде с начальной массой 32–40 M ☉ или, возможно, вращающейся звезде начальной массы 25 M ☉ , возраст которой составляет несколько миллионов лет и около самой низкой температуры и самого большого размера. Такие звезды слишком массивны, чтобы произвести сверхновые типа II-P на стадии красного сверхгиганта, и будут развиваться до более высоких температур, что, вероятно, приведет к взрыву сверхновой другого типа. [13] При температуре 5000 К это была бы немного более развитая звезда, вышедшая из фазы красного сверхгиганта. Первичная звезда, вероятно, претерпевает переполнение доли ветровой роши (WRLOF), при этом часть материала переносится во вторичную звезду. Это возможный эволюционный путь к двойной системе Вольфа-Райе с раздетой оболочкой . Взаимодействие между парой должно привести к синхронному вращению первичной обмотки , что является возможным путем к быстро вращающимся светящимся синим переменным или звездам B[e] . [2]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и Валленари, А.; и др. (сотрудничество Gaia) (2023). « Выпуск данных Gaia 3. Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 674 : А1. arXiv : 2208.00211 . Бибкод : 2023A&A...674A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м н тот Шено, О.; Мейланд, А.; Шапелье, Э.; Миллор, Ф.; Ван Гендерен, AM; Назе, Ю.; Смит, Н.; Спанг, А.; Смокер, СП; Дессар, Л.; Канаан, С.; Бенджойя, доктор философии; Праздник, МВт; Гро, Дж. Х.; Лобель, А.; Нардетто, Н.; Отеро, С.; Оудмайер, РД; Текола, АГ; Уайтлок, Пенсильвания; Аркос, К.; Кюре, М.; Ванзи, Л. (2014). «Желтый гипергигант HR 5171 A: разрешение массивной взаимодействующей двойной системы в фазе общей оболочки». Астрономия и астрофизика . 563 : А71. arXiv : 1401.2628v2 . Бибкод : 2014A&A...563A..71C . дои : 10.1051/0004-6361/201322421 . S2CID 52108686 .
- ^ Jump up to: а б с д Валленари, А.; и др. (сотрудничество Gaia) (2023). « Выпуск данных Gaia 3. Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 674 : А1. arXiv : 2208.00211 . Бибкод : 2023A&A...674A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
- ^ Jump up to: а б с д Хёг, Э.; Фабрициус, К.; Макаров В.В.; Урбан, С.; Корбин, Т.; Вайкофф, Г.; Бастиан, У.; Швекендик, П.; Виценец, А. (2000). «Каталог 2,5 миллионов ярчайших звезд Тихо-2». Астрономия и астрофизика . 355 : Л27. Бибкод : 2000A&A...355L..27H . дои : 10.1888/0333750888/2862 . ISBN 0333750888 .
- ^ Кинан, ПК; Макнил, RC (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 71 : 245. Бибкод : 1989ApJS...71..245K . дои : 10.1086/191373 .
- ^ Jump up to: а б Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Бибкод : 2009yCat....102025S .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час Ван Гендерен, AM; Ньювенхейзен, Х.; Лобель, А. (2015). «Раннее обнаружение синего свечения нейтральных ПАУ в направлении желтого гипергиганта HR 5171A?». Астрономия и астрофизика . 583 : А98. arXiv : 1509.07421 . Бибкод : 2015A&A...583A..98V . дои : 10.1051/0004-6361/201526392 . S2CID 56270146 .
- ^ Гончаров, Г.А. (2006). «Пулковская подборка лучевых скоростей 35 495 звезд Hipparcos в общей системе». Письма по астрономии . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Бибкод : 2006АстЛ...32..759Г . дои : 10.1134/S1063773706110065 . S2CID 119231169 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г ван Гендерен, AM; Лобель, А.; Ньювенхейзен, Х.; Генри, GW; Де Ягер, К.; Блоун, Э.; Ди Скала, Г.; Ван Баллегой, EJ (2019). «Пульсации, извержения и эволюция четырех желтых гипергигантов». Астрономия и астрофизика . 631 : А48. arXiv : 1910.02460 . Бибкод : 2019A&A...631A..48V . дои : 10.1051/0004-6361/201834358 . S2CID 203836020 .
- ^ Jump up to: а б с д Карр, Дж.Л.; Манодж, П.; Охаси, Н. (2009). «Gum 48d: развитая область H II с продолжающимся звездообразованием». Астрофизический журнал . 697 (1): 133–147. arXiv : 0903.0934 . Бибкод : 2009ApJ...697..133K . дои : 10.1088/0004-637X/697/1/133 . S2CID 17962808 .
- ^ Jump up to: а б с Хамфрис, Р.М. (1978). «Исследование светящихся звезд в близлежащих галактиках. I. Сверхгиганты и О-звезды Млечного Пути». Астрофизический журнал . 38 : 309. Бибкод : 1978ApJS...38..309H . дои : 10.1086/190559 .
- ^ Jump up to: а б с д и Хамфрис, Р.М.; Стрекер, Д.В.; Ней, EP (1971). «Сверхгиганты G высокой светимости». Астрофизический журнал . 167 : Л35. Бибкод : 1971ApJ...167L..35H . дои : 10.1086/180755 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г Витковский, М.; Арройо-Торрес, Б.; Маркайд, JM; Абеллан, Ф.Дж.; Кьявасса, А.; Гирадо, JC (2017). «Спектроинтерферометрия VLTI/AMBER сверхгигантов позднего типа V766 Cen (= HR 5171 A), σ Oph, BM Sco и HD 206859». Астрономия и астрофизика 597 : А9 arXiv : 1610.01927 . Бибкод : 2017A&A...597A...9W . дои : 10.1051/0004-6361/201629349 . S2CID 55679854 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж Витковский, М; Абеллан, Ф.Дж.; Арройо-Торрес, Б; Кьявасса, А; Гирадо, Дж. К.; Маркайд, Дж. М.; Альберди, А; Де Вит, WJ; Хофманн, К.-Х; Мейланд, А; Миллор, Ф; Мохамед, С; Санчес-Бермудес, Дж (28 сентября 2017 г.). «Многоэпохальное изображение сверхгиганта V766 Cen с помощью VLTI-PIONIER: изображение близкого спутника перед основным». Астрономия и астрофизика . 1709 : Л1. arXiv : 1709.09430 . Бибкод : 2017A&A...606L...1W . дои : 10.1051/0004-6361/201731569 . S2CID 54740936 .
- ^ Джим Калер. «V766 Центавра» . Проверено 21 ноября 2015 г.
- ^ Пикеринг, Эдвард Чарльз (1908). «Пересмотренная Гарвардская фотометрия: каталог положений, фотометрических величин и спектров 9110 звезд, в основном звездной величины 6,50 и ярче, наблюдаемых с помощью 2- и 4-дюймовых меридианных фотометров». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 50 : 1. Бибкод : 1908АнХар..50....1П .
- ^ Иннес, RTA; Доусон, Британская Колумбия; Ван Ден Бос, WH (1927). «Каталог двойных южных звезд от -19 град. до -90 град». Йоханнесбург . Бибкод : 1927sdsc.book.....I .
- ^ Стой, Р.Х. (1956). «Фотоэлектрические величины и цвета 270 южных звезд». Ежемесячные заметки Астрономического общества Южной Африки . 15 : 96. Бибкод : 1956MNSSA..15...96S .
- ^ Коули, А.; Коули, К.; Яшек, М.; Яшек, К. (1969). «Исследование ярких звезд А. I. Каталог спектральных классификаций». Астрономический журнал . 74 : 375. Бибкод : 1969AJ.....74..375C . дои : 10.1086/110819 .
- ^ Jump up to: а б Кинан, ПК; Питтс, RE (1980). «Пересмотренные спектральные классы МК для звезд G, K и M» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 42 : 541. Бибкод : 1980ApJS...42..541K . дои : 10.1086/190662 .
- ^ Кукаркин Б.В.; Холопов, П.Н.; Кукаркина, Н.П.; Перова, Н.Б. (1973). «59-й именный список переменных звезд». Информационный бюллетень о переменных звездах . 834 : 1. Бибкод : 1973IBVS..834....1K .
- ^ Ван Гендерен, AM (1992). «Вариации блеска массивных звезд (переменные Альфа Лебедя). XII - фотометрическая история гипергиганта G8Ia(+) V766 CEN (= HR 5171A) в 1953-1991 годах и ее интерпретация». Астрономия и астрофизика . 257 : 177. Бибкод : 1992A&A...257..177В .
- ^ Сафи-Харб, Самар; Рибо, Марк; Батт, Юсуф; Мэтисон, Хизер; Негеруэла, Игнасио; Лу, Фанцзюнь; Цзя, Шумей; Чен, Юн (2007). «Многоволновое исследование 1WGA J1346.5-6255: новый аналог γ Cas, не связанный с фоновым остатком сверхновой G309.2-00.6». Астрофизический журнал . 659 (1): 407–418. arXiv : astro-ph/0607551 . Бибкод : 2007ApJ...659..407S . дои : 10.1086/512055 . S2CID 15997425 .
