Возничий

Возничий
Созвездие
	Список звезд Возничего
Аббревиатура	Золото
Родительный падеж	Водители
Произношение	/ ɔː ˈ r aɪ ɡ ə / Возничего ; родительный падеж / ɔː ˈ r aɪ dʒ iː / ;
Символизм	Возничий
Прямое восхождение	04 час 37 м 54.4293 с – 07 час 30 м 56.1899 с
Склонение	56.1648331°–27.8913116°
Область	657 кв. ты. ( 21 шт )
Главные звезды	5, 8
Байер / Флемстид ; звезды	65
Звезды с планетами	7
Звезды ярче 3.00 м	4
Звезды в пределах 10,00 пк (32,62 св. лет)	2
Самая яркая звезда	Капелла (α Аур) (0,08 м )
Мессье объекты	3
Метеоритные дожди	Ауригиды ; Дельта Ауригиды ;
Граничащий ; созвездия	камелопардалис ; Персей ; Телец ; Близнецы ; Рысь ;
	Виден на широтах от + 90 ° до − 40 °. ; Лучше всего видно в 21:00 (21:00) с конца февраля по начало марта .

Возничего — созвездие в северном небесном полушарии . Это одно из 88 современных созвездий ; оно входило в число 48 созвездий, перечисленных астрономом II века Птолемеем . Его название на латыни означает «возничий», что связывает его с различными мифологическими существами, включая Эрихтония и Миртила . Возничий наиболее заметен зимними вечерами в северном полушарии , как и пять других созвездий, в которых есть звезды в Зимнего шестиугольника астеризме . Из-за своего северного склонения Возничего полностью видно только на юге до -34°; для наблюдателей, находящихся южнее, он частично или полностью находится за горизонтом. Большое созвездие, площадью 657 квадратных градусов, оно вдвое меньше самого крупного, Гидры .

Его самая яркая звезда, Капелла , представляет собой необычную кратную звездную систему среди самых ярких звезд ночного неба. Бета Возничего — интересная переменная звезда в созвездии; Эпсилон Возничего , близкая затменная двойная система с необычно длинным периодом, интенсивно изучалась. Из-за своего положения вблизи зимнего Млечного Пути Возничего имеет множество ярких рассеянных скоплений на своих границах , в том числе M36 , M37 и M38 , популярные цели для астрономов-любителей. Кроме того, у него есть одна выдающаяся туманность , Туманность Пылающая Звезда , связанная с переменной звездой AE Возничего .

В китайской мифологии звезды Возничего были включены в несколько созвездий, в том числе в колесницы небесных императоров, состоящие из самых ярких звезд современного созвездия. Вознига является домом для Ауригид радианта , Зета Ауригид , Дельта Ауригид и предполагаемых Йота Ауригид .

История и мифология

Первое упоминание о звездах Возничего было в Месопотамии как созвездии ГАМ, олицетворяющем ятаган или посох. Однако это могло представлять собой только Капеллу (Альфа Возничего) или современное созвездие в целом; эту фигуру альтернативно называли Гамлум или МУЛ.ГАМ в МУЛ.АПИН . Посох Ауриги означал пастуха или пастуха. Оно образовалось из большинства звезд современного созвездия; были включены все яркие звезды, за исключением Эльнат , традиционно относящейся как к Тельцу, так и к Возничьему. Позже астрономы- бедуины создали созвездия, представлявшие собой группы животных, где каждая звезда представляла одно животное. Звезды Возничего представляли собой стадо коз, ассоциация, также присутствующая в греческой мифологии. ^{[ 8 ]} Ассоциация с козами вошла в греческую астрономическую традицию, хотя позже она стала ассоциироваться с возничим наряду с пастухом. ^{[ 9 ]}

В греческой мифологии Аурига часто отождествляется с мифологическим греческим героем Эрихтонием Афинским , хтоническим сыном Гефеста , которого воспитала богиня Афина . Эрихтонию обычно приписывают изобретателя квадриги , колесницы с четырьмя лошадьми, которую он использовал в битве против узурпатора Амфиктиона , события, которое сделало Эрихтония царем Афин . ^{[ 10 ]}^{[ 11 ]} Его колесница была создана по образу колесницы Солнца, поэтому Зевс поместил его на небеса. ^{[ 12 ]} Затем афинский герой посвятил себя Афине, и вскоре после этого Зевс вознес его на ночное небо в честь его изобретательности и героических поступков. ^{[ 13 ]}

Ауригу, однако, иногда называют Миртилом , сыном Гермеса и возничим Эномая . ^{[ 11 ]} Ассоциация Возничего и Миртила подтверждается изображениями созвездия, на которых редко изображена колесница. Колесница Миртила была уничтожена в гонке, предназначенной для женихов, чтобы завоевать сердце дочери Эномая Гипподамии . Миртил заслужил свое положение на небе, когда успешный поклонник Гипподамии, Пелопс , убил его, несмотря на его соучастие в том, что он помог Пелопсу завоевать ее руку. После его смерти отец Миртила Гермес поместил его на небо. Еще одна мифологическая ассоциация Возничего — Тесея сын Ипполит . Он был изгнан из Афин после того, как отказался от романтических ухаживаний своей мачехи Федры , которая в результате покончила жизнь самоубийством. Он был убит, когда его колесница была разбита, но восстановлен Асклепием . ^{[ 12 ]}^{[ 14 ]}

Говорят также, что Аурига представляет Фаэтона , сына Солнца Гелиоса , который обманом заставил своего отца позволить ему управлять своей колесницей в течение дня. Фаэтон разбился и загорелся, опалив землю. Затем его поместили в ночное небо как Возничего. ^{[ 15 ]} Независимо от конкретного изображения Возничего, вполне вероятно, что созвездие было создано древними греками, чтобы отметить важность колесницы в их обществе. ^{[ 16 ]}

Случайное появление Возничего в греческой мифологии — это конечности Медеи брата . В мифе о Ясоне и аргонавтах , когда они возвращались домой, Медея убила своего брата и расчленила его, бросив части его тела в море, представленное Млечным Путем. Каждая отдельная звезда представляет собой отдельную конечность. ^{[ 17 ]}

Капелла связана с мифологической козой Амальтеей , которая кормила грудью младенца Зевса. Он образует астеризм со звездами Эпсилон Возничего , Зета Возничего и Эта Возничего , две последние из которых известны как Хаэди ( Дети ). ^{[ 18 ]} Хотя Капелла чаще всего ассоциируется с Амальтеей, иногда ее связывают с нимфой , владелицей Амальтеи . Миф о нимфе гласит, что отвратительный внешний вид козла, напоминающего Горгону, был частично ответственен за поражение титанов , поскольку Зевс снял с козла шкуру и носил ее как свою эгиду . ^{[ 12 ]} Астеризм с козой и козлятами был отдельным созвездием; однако Птолемей объединил Возничего и Козлов в Альмагесте II века . ^{[ 16 ]} До этого Капелла иногда рассматривалась как отдельное созвездие — Плиний Старший и Манилий — под названием Капра , Капер или Гиркус , и все это связано с ее статусом «козлиной звезды». ^{[ 19 ]} Зета Возничего и Эта Возничего впервые были названы «Детями» Клеостратом , древнегреческим астрономом. ^{[ 12 ]}

Традиционно на иллюстрациях Возничего изображают в виде колесницы и ее возницы. Возничий держит козла на левом плече, а держит двух козлят под левой рукой ; он держит поводья колесницы в правой руке. ^{[ 2 ]} Однако изображения Ауриги на протяжении многих лет были противоречивыми. Поводья в его правой руке также были натянуты как кнут, хотя Капелла почти всегда находится над его левым плечом, а Дети — под левой рукой. Атлас Гигина 1488 года отклонился от этого типичного изображения, показав четырехколесную телегу, управляемую Ауригой, которая держит поводья двух быков, лошади и зебры. Якоб Микилл изобразил Возничего в своем «Гигине» 1535 года как возничего с двухколесной повозкой, приводимой в движение двумя лошадьми и двумя волами. Арабские и турецкие изображения Ауриги сильно отличались от изображений европейского Возрождения; в одном турецком атласе звезды Возничего были изображены в виде мула , названного clitellatus Mulus Иоганном Байером . ^{[ 19 ]} На одном необычном изображении Возничего из Франции 17-го века Возничего изображали в образе Адама, стоящего на коленях на Млечном Пути, с козлом, обвивающим его плечи. ^{[ 20 ]}

Иногда Ауригу видят не как Возничего, а как Беллерофонта , смертного наездника Пегаса, осмелившегося приблизиться к горе Олимп . В этой версии сказки Юпитер пожалел Беллерофонта за его глупость и поместил его среди звезд. ^{[ 21 ]}

Оксфордские исследования показывают, что, вероятно, примерно в 15 веке группа носила такое же название «Агитатор», и еще в 1623 году приводится цитата из Жерара де Малина . многотемной работы ^{[ 22 ]} Некоторые из звезд Возничего вошли в ныне несуществующее созвездие под названием Telescopium Herschelii . Это созвездие было введено Максимилианом Адом в честь Уильямом Гершелем открытия Урана . Первоначально в него входили два созвездия: Тубус Гершелии Большого [ так в оригинале ] в Близнецах , Рыси и Возничье, а также Тубус Гершелии Малого [ так в оригинале ] в Орионе и Тельце ; оба представляли телескопы Гершеля. Иоганн Боде объединил созвездия Ада в Telescopium Herschelii в 1801 году, расположенный в основном в Возничьем. ^{[ 23 ]}

Со времен Птолемея Возничего осталось созвездием и официально признано Международным астрономическим союзом , хотя, как и все современные созвездия, теперь оно определяется как определенная область неба, включающая как древний узор, так и окружающие его звезды. ^{[ 24 ]}^{[ 25 ]} В 1922 году МАС присвоил рекомендуемую трехбуквенную аббревиатуру «Аур». ^{[ 26 ]} Официальные границы Возничего были созданы в 1930 году бельгийским астрономом Эженом Дельпортом в виде многоугольника, состоящего из 20 сегментов. Его прямое восхождение находится между 4 ^час 37.5 ^м и 7 ^час 30.5 ^м а его склонение составляет от 27,9° до 56,2° в экваториальной системе координат . ^{[ 3 ]}

В незападной астрономии

Звезды Возничего вошли в состав нескольких китайских созвездий. Уче , пять колесниц небесных императоров и символ урожая зерна, представляли собой созвездие, образованное Альфой Возничьей, Бетой Возничьей, Бетой Тельца, Тетой Возничьей и Йотой Возничьей. Санжу или Чжу было одним из трех созвездий, которые представляли собой шесты для привязывания лошадей. Они были образованы тройками Эпсилон, Зета и Эта Возничего; Ню, Тау и Ипсилон Возничего; и Хи и 26 Возничего, а также еще одна неопределенная звезда. Сяньчи , пруд, где садится солнце, и Тяньхуан , пруд, мост или пирс, были другими созвездиями Возничего, хотя звезды, составляющие их, не определены. Цзуоци , олицетворяющий кресла императора и других чиновников, состоял из девяти звезд на востоке созвездия. Багу , созвездие, в основном сформированное из звезд Жемчужных, представляющих различные типы сельскохозяйственных культур, включало северные звезды Дельты и Си Возничего. ^{[ 12 ]}

В древней индуистской астрономии Капелла представляла сердце Брахмы и имела религиозное значение. Древние перуанские народы видели Капеллу, называемую Колка , звездой, тесно связанной с делами пастухов. ^{[ 20 ]}

В Бразилии народ бороро объединяет звезды Возничего в массивное созвездие, изображающее каймана ; его южные звезды представляют собой конец хвоста животного. Восточная часть Тельца — это остальная часть хвоста, Орион — его тело, а Лепус — голова. Это созвездие возникло из-за значимости Кайманов в повседневной жизни Амазонки. ^{[ 27 ]} Есть свидетельства того, что Капелла имела большое значение для ацтеков , поскольку позднего классического периода на месте Монте-Альбан звезды есть указатель гелиакического восхода . ^{[ 28 ]} Коренные народы Калифорнии также и Невады заметили яркий узор звезд Возничего. Для них яркие звезды созвездия образовывали кривую, которая была изображена на петроглифах в форме полумесяца . ^{[ 29 ]} Коренные пауни Северной Америки узнали созвездие с теми же главными звездами, что и современная Возничего: Альфа, Бета, Гамма (Бета Тельца), Тета и Йота Возничего. ^{[ 30 ]}

Жители Маршалловых островов фигурируют Ауригой в мифе о Дюмуре , повествующем историю создания неба. Антарес в Скорпионе представляет Дюмура, старшего сына матери звезд, а Плеяды представляют ее младшего сына. Мать звезд, Лигеданер , ^{[ 31 ]}^{[ 32 ]} представлен Капеллой; она жила на острове Алиналабаб . Она сказала своим сыновьям, что тот, кто первым достигнет восточного острова, станет Королем Звезд, и попросила Дюмура позволить ей прибыть на его каноэ. Он отказался, как и каждый из ее сыновей по очереди, кроме Плеяд. Плеяды выиграли гонку с помощью Лигеданера и стали Королем Звезд. ^{[ 31 ]} В другом месте на центральных Каролинских островах Капеллу называли Джефеген уун (варианты включают ефанг алул , еванг-эль-ул и иефангел уул ), что означает «к северу от Альдебарана». ^{[ 33 ]} В обществах восточной части Тихого океана были отмечены разные названия Возничего и Капеллы. На Пукапуке фигура современной Ауриги называлась Те Вале-о-Тутакайоло («Дом Тутакайоло»); ^{[ 34 ]} на островах Общества она называлась Фаа-нуи («Великая долина»). ^{[ 35 ]} называлась Тахи-ани («Уникальный государь»). Сама Капелла в обществах ^{[ 36 ]} Хоку-лей — это название Капеллы, но, возможно, это было название всего созвездия; это имя означает «Звездный венок» и относится к одной из жен Плеяд, по имени Макалии . ^{[ 37 ]}

Звезды Возничего входят в созвездия инуитов . Кутурджуук , что означает «ключицы». ^{[ 38 ]} Созвездие, в которое входили Капелла (Альфа Возничего), Менкалинан (Бета Возничего), Поллукс (Бета Близнецов) и Кастор (Альфа Близнецов). созвездие Аагьюук , состоящее из Альтаира (Альфа Орла), Таразеда (Гамма Орла) и иногда Альшаина Его восход сигнализировал о том, что вскоре поднимется (Бета Орла). Аагьюук, олицетворявший рассвет после зимнего солнцестояния, был невероятно важным созвездием в мифах инуитов. ^{[ 39 ]} Его также использовали для навигации и измерения времени в ночное время. ^{[ 40 ]}

Функции

Созвездие Возничего, как его можно увидеть невооруженным глазом.

Звезды

Яркие звезды

Альфа Возничего (Капелла), самая яркая звезда Возничего, представляет собой звезду класса G8III G-типа ( гигант ) в 43 световых годах от нас. ^{[ 41 ]} и шестая по яркости звезда ночного неба с величиной 0,08. ^{[ 10 ]} Его традиционное название является отсылкой к его мифологическому положению как Амальтеи; ее иногда называют «Козлиной звездой». ^{[ 2 ]}^{[ 18 ]}^{[ 42 ]} Все имена Капеллы указывают на эту мифологию. По-арабски Капелла называлась аль-Айюк , что означает «коза», а по-шумерски она называлась mul.ÁŠ.KAR, «козья звезда». ^{[ 43 ]} На Онтонг-Яве Капелла называлась нгахалаполу . ^{[ 44 ]} Капелла — спектрально-двойная система с периодом 104 дня; компоненты - оба желтые гиганты , ^{[ 18 ]} более конкретно, первичная звезда представляет собой звезду G-типа, а вторичная находится между звездами G-типа и F-типа в своей эволюции. ^{[ 45 ]} Вторичная форма формально классифицируется как звезда класса G0III (гигант G-типа). ^{[ 41 ]} Первичная звезда имеет радиус 11,87 солнечных радиусов ( R _☉ ) и массу 2,47 солнечных масс ( M _☉ ); вторичная имеет радиус 8,75 R _☉ и массу 2,44 M _☉ . Эти два компонента разделены 110 миллионами километров, почти 75% расстояния между Землей и Солнцем. ^{[ 46 ]} Статус звезды как двойной был обнаружен в 1899 году в Ликской обсерватории ; ее период был определен в 1919 году Дж. Андерсоном на 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вильсон . Он имеет золотисто-желтый оттенок, хотя Птолемей и Джованни Баттиста Риччоли описали его цвет как красный, и этот феномен объясняется не изменением цвета Капеллы, а особенностями их цветовой чувствительности. ^{[ 42 ]} Капелла имеет абсолютную звездную величину 0,3 и светимость , в 160 раз превышающую светимость Солнца , или 160 L _☉ (первичная 90 L _☉ и вторичная 70 L _☉ ). ^{[ 45 ]} Его можно свободно ассоциировать с Гиадами , рассеянным скоплением в Тельце , из-за их схожего собственного движения . У Капеллы есть еще один компаньон, Капелла H, представляющая собой пару красных карликов, расположенных на расстоянии 11 000 астрономических единиц (0,17 световых лет ) от главной пары. ^{[ 42 ]}

Бета-драйверы (Менкалинан, Менкарлина) ^{[ 18 ]} — яркая звезда класса A2IV А-типа ( субгигант ). ^{[ 10 ]}^{[ 47 ]} Его арабское название происходит от фразы mankib dhu al-'inan , что означает «плечо возничего», и является отсылкой к местоположению Беты Возничего в созвездии. ^{[ 43 ]} Менкалинан находится на расстоянии 81 светового года от нас. ^{[ 47 ]} и имеет магнитуду 1,90. Как и Эпсилон Возничего, это затменная двойная звезда, величина которой меняется на 0,1. ^м. Эти два компонента представляют собой сине-белые звезды с периодом 3,96 дня. ^{[ 18 ]} Его двойная природа была обнаружена спектроскопически в 1890 году Антонией Мори . ^{[ 42 ]} что делает его второй обнаруженной спектрально-двойной системой, ^{[ 48 ]} а его переменная природа была обнаружена фотометрически 20 лет спустя Джоэлом Стеббинсом . ^{[ 42 ]} Менкалинан имеет абсолютную звездную величину 0,6 и светимость 50 L _☉ . ^{[ 45 ]} Компонента его движения в направлении Земли составляет 18 километров (11 миль) в секунду. Бета Возничего может быть связана с потоком примерно из 70 звезд, включая Дельту Льва и Альфу Змееносца ; собственное движение этой группы сравнимо с движением Движущейся группы Большой Медведицы , хотя эта связь лишь предполагается. Помимо своего близкого затменного компаньона, с Менкалинаном связаны еще две звезды. Один из них - несвязанный с ним оптический компаньон , открытый в 1783 году Уильямом Гершелем ; его магнитуда равна 10,5, а расстояние между ними составляет 184 угловых секунды . Другая, вероятно, гравитационно связана с первичной, что определяется их общим собственным движением . Эта звезда 14-й величины была открыта в 1901 году Эдвардом Эмерсоном Барнардом . Его расстояние составляет 12,6 угловых секунд и составляет около 350 астрономических единиц от главной. ^{[ 42 ]}

Другие яркие звезды

Помимо особенно ярких звезд Альфы и Беты Возничего, у Возничего есть много более тусклых звезд, видимых невооруженным глазом.

Гамма Возничего, ныне известная под своим когда-то со-названием Бета Тельца (Эль Нат, Алнат), является звездой класса B7III B-типа ( гигант ). ^{[ 49 ]} При +1,65 он занял бы третье место по видимой величине, если бы по-прежнему находился рядом с Возничим. ^{[ 10 ]}^{[ 18 ]} Это ртутно-марганцевая звезда с заметными примесями тяжелых элементов. ^{[ 50 ]}

Йота Возничего , также известная как Хасселе и Кабдилинан, — звезда класса К3 К-типа ( яркий гигант ). ^{[ 51 ]} магнитудой 2,69; ^{[ 10 ]}^{[ 45 ]} оно находится на расстоянии около 494 световых лет от Земли. ^{[ 51 ]} Она превратилась из звезды B-типа в звезду K-типа примерно за 30–45 миллионов лет с момента своего рождения. ^{[ 52 ]} Он имеет абсолютную звездную величину -2,3 и светимость 700 L _☉ . ^{[ 45 ]} Его классифицируют как особенно яркий яркий гигант , но его свет частично « гасится » (блокируется) внутригалактическими пылевыми облаками — по оценкам астрономов, благодаря им он кажется на 0,6 звездной величины тусклее. ^{[ 52 ]} Это также гибридная звезда , гигантская звезда, производящая рентгеновские лучи , которая излучает рентгеновские лучи из своей короны и имеет холодный звездный ветер . ^{[ 52 ]}^{[ 53 ]} Хотя его собственное движение составляет всего 0,02 угловых секунды в год, во время спада его лучевая скорость составляет 10,5 миль (16,9 км) в секунду. ^{[ 42 ]} Традиционное название Кабдилинан, иногда сокращаемое до «Алкаб», происходит от арабской фразы аль-каб дхил инан , что означает «плечо держателя поводья». Йота может стать сверхновой , но поскольку ее масса близка к пределу массы для таких звезд, вместо этого она может стать белым карликом . ^{[ 52 ]}

Дельта Возничего , самая северная яркая звезда Возничего. ^{[ 54 ]} — звезда типа K0III (гигант К-типа), ^{[ 45 ]}^{[ 54 ]}^{[ 55 ]} 126 световых лет от Земли ^{[ 55 ]} и возрастом около 1,3 миллиарда лет. ^{[ 54 ]} Его звездная величина 3,72, абсолютная величина 0,2 и светимость 60 L _☉ . ^{[ 45 ]} Примерно в 12 раз больше радиуса Солнца, Дельта весит всего две солнечные массы и вращается с периодом почти один год. ^{[ 54 ]} Хотя ее часто называют одной звездой, ^{[ 56 ]} на самом деле у него есть три очень широко расположенных оптических компаньона. Одна из них — двойная звезда 11-й величины, расположенная на расстоянии двух угловых минут друг от друга; другая - звезда 10-й величины, расположенная на расстоянии трех угловых минут. ^{[ 54 ]}

Лямбда Возничего (Аль Хурр) ^{[ 2 ]} — звезда типа G1.5IV-V (звезда G-типа, промежуточная между звездой-субгигантом и звездой главной последовательности ) ^{[ 57 ]} магнитудой 4,71. Имеет абсолютную магнитуду 4,4. ^{[ 45 ]} и находится в 41 световом году от Земли. ^{[ 57 ]} Он имеет очень слабое излучение в инфракрасном спектре, как и Эпсилон Возничего. ^{[ 58 ]} В фотометрических наблюдениях Эпсилона, необычной переменной, Лямбда обычно используется в качестве звезды сравнения. ^{[ 59 ]}^{[ 60 ]} Он подходит к концу своего синтеза водорода периода в возрасте 6,2 миллиарда лет. Он также имеет необычно высокую лучевую скорость — 83 км/сек. Хотя оно старше Солнца, оно во многом похоже на него; его масса составляет 1,07 солнечной массы, радиус 1,3 солнечного радиуса и период вращения 26 дней. Однако оно отличается от Солнца своей металличностью ; в нем содержание железа в 1,15 раза больше, чем на Солнце, и относительно меньше азота и углерода . Как и у Дельты, у нее есть несколько оптических спутников, и ее часто относят к одной звезде. Ярчайшие спутники имеют звездную величину 10 и разделены 175 и 203 угловыми секундами. Более тусклые спутники имеют звездную величину 13 и 14, 87 и 310 угловых секунд от Лямбды соответственно. ^{[ 61 ]}

Ню Возничего — это G9.5III (гигант G-типа). ^{[ 62 ]} звезда звездной величины 3,97, ^{[ 45 ]} В 230 световых годах от Земли. ^{[ 62 ]} Его светимость 60 L _☉ и абсолютная величина 0,2. ^{[ 45 ]} Ню — звезда-гигант с радиусом 20–21 солнечного радиуса и массой примерно 3 солнечных массы. Технически это может быть двойная звезда; ее компаньон, иногда называемый оптическим и разделенный 56 угловыми секундами, представляет собой карликовую звезду спектрального класса K6 и звездной величины 11,4. Его период составляет более 120 000 лет, и он вращается на расстоянии не менее 3700 а.е. от главной звезды. ^{[ 54 ]}

Звезда	Спектральный сорт	Очевидный величина ^{[ 45 ]}	Абсолютный величина ^{[ 45 ]}	Расстояние (световые годы)
Каппа Драйверы	G8.5IIIb ^{[ 63 ]}	4.25	0.3	177 ^{[ 63 ]}
Пи Драйвер	М3II ^{[ 64 ]}	4.26	−2.4	758 ^{[ 64 ]}
Тау Драйверы	G8III ^{[ 65 ]}	4.52	0.3	206 ^{[ 65 ]}
Ипсилон Драйвер	М0III ^{[ 66 ]}	4.74	−0.5	526 ^{[ 66 ]}
Чи Драйвер	B4Ib ^{[ 67 ]}	4.76	−6.3	3032 ^{[ 45 ]}
2 водителя	К3III ^{[ 68 ]}	4.78	−0.2	604 ^{[ 68 ]}
Му Драйвер	А4м ^{[ 69 ]}	4.86	1.8	153 ^{[ 69 ]}
Сигма Драйвер	К4III ^{[ 70 ]}	4.89	−0.3	466 ^{[ 70 ]}
Драйверы Омега	А1В ^{[ 71 ]}	4.94	0.6	171 ^{[ 71 ]}
11 водителей	А2В ^{[ 72 ]}	4.99	0.8	233 ^{[ 72 ]}
9 водителей	Ф0В ^{[ 73 ]}	5.00	2.6	86 ^{[ 73 ]}

Затменные двойные звезды

Самая известная переменная звезда в созвездии Возничего — Эпсилон Возничего (Аль-Маз, Алмааз). ^{[ 10 ]} класса F0 затменная двойная звезда ^{[ 45 ]} с необычно длительным периодом в 27 лет; его последние минимумы произошли в 1982–1984 и 2009–2011 годах. ^{[ 2 ]}^{[ 11 ]}^{[ 18 ]} Расстояние до системы оспаривается, по-разному указывается как 4600. ^{[ 45 ]} и 2170 световых лет. ^{[ 74 ]} Первичная звезда — белый сверхгигант , а вторичная звезда сама по себе может быть двойной звездой внутри большого пылевого диска. Его максимальная магнитуда составляет 3,0, но минимальная магнитуда 3,8 сохраняется около года; его последнее затмение началось в 2009 году. ^{[ 18 ]} Основная звезда имеет абсолютную звездную величину -8,5 и необычно высокую светимость 200 000 л _☉ , поэтому она кажется такой яркой на таком большом расстоянии. ^{[ 45 ]} Эпсилон Возничьего — самая долгопериодическая затменная двойная система, известная в настоящее время. ^{[ 10 ]} Первое наблюдаемое затмение Эпсилона Возничего произошло в 1821 году, хотя его переменный статус не был подтвержден до затмения 1847–1848 годов. С тех пор было выдвинуто множество теорий относительно природы затменного компонента. Эпсилон Возничего имеет незатменный компонент, который виден как спутник 14-й звездной величины, отделенный от основного на 28,6 угловых секунд. Она была открыта Шербурном Уэсли Бёрнемом в 1891 году в обсерватории Дирборна и находится примерно в 0,5 световых годах от первичной звезды. ^{[ 42 ]}

Другая затменно-двойная система Возничего, часть астеризма Хаэди вместе с Эта Возничего, — это Зета Возничего (Садатони). ^{[ 10 ]} затменная двойная звезда на расстоянии 776 ^{[ 75 ]} световых лет с периодом 2 года и 8 месяцев. ^{[ 2 ]}^{[ 18 ]} Его абсолютная величина составляет -2,3. ^{[ 45 ]} Основной цвет — оранжевый. ^{[ 45 ]} Звезда типа K5II (яркий гигант K-типа) ^{[ 75 ]} и вторичная — голубая звезда меньшего размера, похожая на Регула ; ^{[ 11 ]} его период составляет 972 дня. ^{[ 18 ]} Вторичная звезда — звезда типа B7V, звезда главной последовательности B-типа. ^{[ 75 ]} Максимальная звездная величина Зеты Возничего составляет 3,7, а минимальная — 4,0. ^{[ 18 ]} Полное затмение маленькой голубой звезды оранжевым гигантом длится 38 дней, с двумя частичными фазами по 32 дня в начале и в конце. ^{[ 42 ]} Первичная обмотка имеет диаметр 150 D _☉ и светимость 700 L _☉ ; вторичная имеет диаметр 4 D _☉ и светимость 140 L _☉ . ^{[ 11 ]} Дзета Возничего была спектроскопически определена как двойная звезда Антонией Мори в 1897 году и подтверждена как двойная звезда в 1908 году Уильямом Уоллесом Кэмпбеллом . Две звезды вращаются вокруг друг друга на расстоянии около 500 000 000 миль (800 000 000 км) друг от друга. Зета Возничего удаляется от Земли со скоростью 8 миль (13 км) в секунду. ^{[ 42 ]} Вторая из двух Хаэди или «Детей» — Эта Возничья , звезда класса B3 , расположенная в 243 световых годах от Земли. ^{[ 76 ]} магнитудой 3,17. ^{[ 10 ]} Это звезда класса B3V, что означает, что это звезда главной последовательности сине-белого оттенка. ^{[ 42 ]}^{[ 76 ]} Эта Возничего имеет абсолютную звездную величину -1,7 и светимость 450 L _☉ . ^{[ 45 ]} Эта Возничего удаляется от Земли со скоростью 4,5 мили (7,2 км) в секунду. ^{[ 42 ]}

T Возничего (Nova Aurigae 1891) — новая звезда с величиной 5,0, открытая 23 января 1892 года Томасом Дэвидом Андерсоном . ^{[ 77 ]}^{[ 78 ]} Она стала видна невооруженным глазом к 10 декабря 1891 года, как показано на фотопластинках, исследованных после открытия новой. Затем с 11 по 20 декабря он увеличился в 2,5 раза, когда достиг максимальной звездной величины 4,4. T Aurigae медленно исчезала в январе и феврале 1892 года, затем быстро исчезла в марте и апреле, достигнув звездной величины 15 в конце апреля. Однако в августе ее яркость начала увеличиваться, достигнув 9,5 звездной величины, где она оставалась до 1895 года. В последующие два года ее яркость снизилась до 11,5, а к 1903 году она составила примерно 14-ю звездную величину. К 1925 году он достиг нынешней величины 15,5. Когда новая была обнаружена, ее спектр показал, что материал движется с высокой скоростью к Земле. Однако, когда спектр был снова исследован в августе 1892 года, он оказался планетарной туманностью. Наблюдения Эдварда Эмерсона Барнарда в Ликской обсерватории показали, что она имеет форму диска с четкой туманностью диаметром 3 угловые секунды. В 1943 году панцирь имел диаметр 12 угловых секунд. T Aurigae классифицируется как медленная новая , похожая на DQ Геркулеса . Подобно DQ Herculis, WZ Sagittae , Nova Persei 1901 и Nova Aquilae 1918 , это очень близкая двойная система с очень коротким периодом. Период T Возничего, составляющий 4,905 часов, сопоставим с периодом DQ Геркулиса, составляющим 4,65 часа, а период частичного затмения составляет 40 минут. ^{[ 42 ]}

Другие переменные звезды

В Возничье есть много других переменных звезд разных типов. ψ ¹ Водители (Долоны) ^{[ 45 ]} оранжевого цвета — сверхгигант , звездная величина которого колеблется от 4,8 до 5,7, хотя и не имеет регулярного периода. ^{[ 18 ]} Имеет спектральный класс K5Iab, ^{[ 79 ]} средняя магнитуда 4,91 и абсолютная магнитуда -5,7. ^{[ 45 ]} Долонес находится на расстоянии 3976 световых лет от Земли. ^{[ 79 ]} RT Aurigae — это переменная цефеид , звездная величина которой колеблется от 5,0 до 5,8 в течение 3,7 дней. Желто-белый сверхгигант, он находится на расстоянии 1600 световых лет. ^{[ 18 ]} Ее изменчивость была обнаружена английским любителем Т. Х. Эстбери в 1905 году. ^{[ 42 ]} Она имеет спектральный класс F81bv, что означает, что это звезда-сверхгигант F-типа. ^{[ 80 ]} RX Aurigae также является переменной цефеид; ее величина варьируется от минимума 8,0 до максимума 7,3; ^{[ 45 ]} его спектральный класс G0Iabv. ^{[ 81 ]} Его период составляет 11,62 дня. ^{[ 45 ]} RW Возничего — прототип своего класса неправильных переменных звезд. Ее переменность была открыта в 1906 году Лидией Цераски в Московской обсерватории . Спектр RW Aurigae указывает на турбулентную атмосферу и имеет заметные эмиссионные линии кальция водорода и звездную . ^{[ 42 ]} Его спектральный класс — G5V:e. ^{[ 82 ]} SS Возничего — переменная звезда типа SS Лебедя , классифицируемая как взрывной карлик. Обнаруженный Эмилем Зильбернагелем в 1907 году, он почти всегда имеет минимальную звездную величину 15, но становится ярче до максимума, в 60 раз ярче минимума, в среднем каждые 55 дней, хотя период может варьироваться от 50 дней до более 100. дни. Звезде требуется около 24 часов, чтобы пройти путь от минимальной до максимальной величины. SS Возничего — очень близкая двойная звезда с периодом 4 часа 20 минут. Оба компонента представляют собой небольшие звезды-субкарлики; В научном сообществе ведутся споры о том, какая звезда вызывает вспышки. ^{[ 42 ]} UU Aurigae — переменная звезда красного гиганта, расположенная на расстоянии 2000 световых лет. Его период составляет около 234 дней, а его магнитуда колеблется от 5,0 до 7,0. ^{[ 18 ]}

Туманность Пылающая звезда (IC 405) и ее соседка IC 410, а также AE Возничего, освещающая туманность.

AE Возничего — переменная звезда главной последовательности голубого цвета. Обычно она имеет магнитуду 6,0, но ее величина меняется неравномерно. шириной 9 световых лет AE Возничего связана с туманностью Пылающая Звезда (IC 405), которую она освещает. Однако AE Aurigae, вероятно, вошла в туманность лишь недавно, что определяется по несоответствию лучевых скоростей звезды и туманности: 36 миль (58 км) в секунду и 13 миль (21 км) в секунду соответственно. Была выдвинута гипотеза, что AE Возничего — « сбежавшая звезда » из молодого скопления в туманности Ориона , покинувшая скопление примерно 2,7 миллиона лет назад. Она похожа на 53 Овна и Мю Колумбы , другие сбежавшие звезды из скопления Ориона. ^{[ 42 ]} Ее спектральный класс O9.5Ve, что означает, что это О-типа . звезда главной последовательности ^{[ 83 ]} Туманность Пылающая Звезда расположена недалеко от IC 410 на небесной сфере . IC 410 получил свое название от появления на астрофотографиях с длинной выдержкой; у него обширные нити, из-за которых AE Aurigae кажется горящим. ^{[ 84 ]}

В созвездии Возничего есть четыре переменных звезды Миры: R Возничего , UV Возничего , U Возничего и X Возничего , все они относятся к звездам типа M. ^{[ 45 ]} Точнее, R Aurigae относится к типу M7III, ^{[ 85 ]} UV Возничего относится к типу C6 ( углеродная звезда ), ^{[ 86 ]} U Aurigae относится к типу М9, ^{[ 87 ]} и X Aurigae относится к типу K2. ^{[ 88 ]} R Возничего с периодом 457,5 дней колеблется по величине от минимума 13,9 до максимума 6,7. UV Возничего с периодом 394,4 дня колеблется по величине от минимум 10,6 до максимума 7,4. U Aurigae с периодом 408,1 дня колеблется по величине от минимум 13,5 до максимума 7,5. Магнитуда X Aurigae с особенно коротким периодом в 163,8 дня колеблется от минимум 13,6 до максимума 8,0. ^{[ 45 ]}

Двойные и двойные звезды

Возничего является домом для нескольких менее известных двойных и двойных звезд. Тета Возничего (Богардус, Махасим) — сине-белая двойная звезда класса A0p. ^{[ 10 ]} звездной величины 2,62 и светимости 75 L _☉ . Имеет абсолютную величину 0,1. ^{[ 45 ]} и находится в 165 световых годах от Земли. ^{[ 89 ]} которой требуется телескоп с апертурой 100 миллиметров (3,9 дюйма); Вторичная звезда представляет собой желтую звезду величиной 7,1, для разрешения ^{[ 18 ]} две звезды разделены 3,6 угловыми секундами . ^{[ 10 ]} Это восточная вершина пятиугольника созвездия. ^{[ 90 ]} Тета Возничего удаляется от Земли со скоростью 17,5 миль (28,2 км) в секунду. У Теты Возничего также есть второй оптический компаньон, открытый Отто Вильгельмом фон Струве в 1852 году. Расстояние составляло 52 угловых секунды в 1978 году и с тех пор увеличивалось из-за собственного движения Теты Возничего, составляющего 0,1 угловой секунды в год. ^{[ 42 ]} Разделение этого компонента магнитудой 9,2 в 2007 году составило 2,2 угловых минуты (130,7 угловых секунды) под углом 350 °. ^{[ 90 ]} 4 Возничего — двойная звезда на расстоянии 159 световых лет. Первичная магнитуда 5,0, вторичная магнитуда 8,1. ^{[ 18 ]} 14 Возничего — белая оптическая двойная звезда. Первичная звезда имеет звездную величину 5,0 и находится на расстоянии 270 световых лет; вторичная звезда имеет звездную величину 7,9 и находится на расстоянии 82 световых лет. ^{[ 18 ]} HD 30453 — спектроскопическая двойная звезда с магнитудой 5,9, спектральным классом, оцененным как A8m или F0m, и периодом семь дней. ^{[ 91 ]}^{[ 92 ]}

Звезды с планетными системами

В Возничье есть несколько звезд с подтвержденными планетными системами; есть также белый карлик с предположительной планетной системой. HD 40979 имеет одну планету, HD 40979 b . ^{[ 93 ]} Она была обнаружена в 2002 году посредством измерений лучевой скорости родительской звезды. ^{[ 93 ]} HD 40979 находится в 33,3 парсеках от Земли, звезда спектрального класса F8V с величиной 6,74 — чуть выше предела видимости невооруженным глазом. По размеру он аналогичен Солнцу: 1,1 солнечной массы и 1,21 солнечного радиуса. Планета с массой 3,83 массы Юпитера вращается по орбите с большой полуосью 0,83 а.е. и периодом 263,1 дня. ^{[ 94 ]} HD 45350 также имеет одну планету. ^{[ 95 ]}^{[ 96 ]} HD 45350 b была обнаружена посредством измерений лучевой скорости в 2004 году. Она имеет массу 1,79 массы Юпитера и вращается вокруг нее каждые 890,76 дней на расстоянии 1,92 а.е. Ее родительская звезда слабая, с видимой величиной 7,88, она относится к звезде типа G5IV и находится на расстоянии 49 парсеков от нас. Он имеет массу 1,02 солнечной массы и радиус 1,27 солнечного радиуса. ^{[ 97 ]} HD 43691 b — планета значительно большего размера, ее масса составляет 2,49 массы Юпитера; она также намного ближе к своей родительской звезде HD 43691 . Обнаружен в 2007 году в результате измерений лучевой скорости. ^{[ 98 ]} он вращается на расстоянии 0,24 а.е. с периодом 36,96 дней. ^{[ 99 ]}^{[ 100 ]} HD 43691 имеет радиус, идентичный солнечному, но более плотный — его масса составляет 1,38 солнечной массы. Это звезда типа G0IV звездной величины 8,03 на расстоянии 93,2 парсека от Земли. ^{[ 101 ]}

HD 49674 — звезда в созвездии Возничего, вокруг которой вращается одна планета. Это Г3В ^{[ 102 ]} Звезда этого типа слабая, с блеском 8,1 и довольно далекая, на расстоянии 40,7 парсека от Земли. Как и другие звезды, по размеру она похожа на Солнце, с массой 1,07 солнечной массы и радиусом 0,94 солнечного радиуса. Его планета HD 49674 b — меньшая по размеру планета с массой 0,115 массы Юпитера. Он вращается очень близко к своей звезде на расстоянии 0,058 а.е. каждые 4,94 дня. HD 49674 b была открыта путем наблюдений лучевых скоростей в 2002 году. ^{[ 103 ]}^{[ 104 ]} HAT-P-9 b — первая транзитная экзопланета, подтвержденная в Возничьем, вращающаяся вокруг звезды HAT-P-9 . В отличие от других экзопланет Возничего, обнаруженных с помощью измерений лучевых скоростей, HAT-P-9 b была обнаружена транзитным методом в 2008 году. ^{[ 105 ]} Он имеет массу 0,67 массы Юпитера и вращается на расстоянии всего 0,053 а.е. от своей родительской звезды с периодом 3,92 дня; его радиус составляет 1,4 радиуса Юпитера, что делает его горячим Юпитером . Ее родительская звезда HAT-P-9 является звездой F-типа. ^{[ 105 ]} примерно в 480 парсеках от Земли. Он имеет массу 1,28 солнечной массы и радиус 1,32 солнечного радиуса. ^{[ 106 ]}

Звезда KELT-2A (HD 42176A) — самая яркая звезда в Возничьем, которая, как известно, содержит транзитную экзопланету KELT-2Ab , и пятая по яркости транзитная звезда-хозяин в целом. Яркость звезды KELT-2A позволяет достаточно точно узнать массу и радиус планеты KELT-2Ab. KELT-2Ab имеет массу 1,524 массы Юпитера и радиус 1,290 Юпитера и находится на орбите длиной 4,11 дня, что делает его еще одним горячим Юпитером . ^{[ 107 ]} аналогичен HAT-P-9b. общим собственным движением Звезда KELT-2A — поздний F-карлик и один из членов двойной звездной системы с KELT-2. KELT-2B — ранний K-карлик, находящийся на расстоянии около 295 а.е. от нас, он был открыт в то же время, что и экзопланета. ^{[ 107 ]}

Объекты глубокого космоса

Возничего имеет галактический антицентр , примерно в 3,5° к востоку от Беты Возничего. Это точка небесной сферы напротив Галактического Центра ; это край галактической плоскости, примерно ближайший к Солнечной системе. Не обращая внимания на ближайшие яркие звезды на переднем плане, это меньшая и менее яркая часть Млечного Пути , чем если смотреть на остальную часть его рукавов или центральный бар, и на внешних спиральных рукавах имеются пылевые полосы. ^{[ 90 ]}^{[ 108 ]} Возничего имеет множество рассеянных скоплений и других объектов; богатые звездообразующие рукава Млечного Пути, в том числе рукав Персея и рукав Ориона-Лебедя Через него проходят . Три самых ярких рассеянных скопления — M36 , M37 и M38 , все из которых видны в бинокль или небольшой телескоп в пригородном небе. ^{[ 2 ]} Телескоп большего размера разрешает отдельные звезды. Три других рассеянных скопления — NGC 2281 , лежащие недалеко от ψ. ⁷ Возничего , NGC 1664 , близкое к ε Возничего , и IC 410 (окружающее NGC 1893 ), скопление с туманностью рядом с IC 405 , туманностью Пылающая Звезда, ^{[ 2 ]} найден примерно на полпути между M38 и ι Возничьего. AE Возничего , сбежавшая звезда , — яркая переменная звезда, которая в настоящее время находится в туманности Пылающая Звезда. ^{[ 42 ]}

M36 (NGC 1960) — молодое галактическое рассеянное скопление, насчитывающее примерно 60 звезд, большинство из которых относительно яркие; однако в большинстве любительских инструментов видно только около 40 звезд. ^{[ 90 ]} Он находится на расстоянии 3900 световых лет и имеет общую звездную величину 6,0; его ширина составляет 14 световых лет. ^{[ 10 ]}^{[ 18 ]}^{[ 42 ]} Его видимый диаметр составляет 12,0 угловых минут. ^{[ 90 ]} Из трех рассеянных скоплений Возничего M36 является одновременно самым маленьким и наиболее концентрированным, хотя его самые яркие звезды имеют примерно 9-ю звездную величину. ^{[ 11 ]} Оно было открыто в 1749 году Гийомом Ле Жантилем и стало первым из открытых крупных рассеянных скоплений Возничего. M36 имеет в центре узел ярких звезд шириной 10 угловых минут, на котором закреплена Струве 737 , двойная звезда, компоненты которой разделены 10,7 угловыми секундами. Большинство звезд в M36 относятся к звездам типа B с высокой скоростью вращения. ^{[ 42 ]} M36 Класс Trumpler определяется как I 3 r и II 3 m. Помимо центрального узла, большинство других звезд скопления появляются в более мелких узлах и группах. ^{[ 90 ]}

Фотография M37, демонстрирующая ее явно больший размер и заметную яркость.

M37 (NGC 2099) — рассеянное скопление, больше M36 и находится на расстоянии 4200 световых лет. В нем 150 звезд, что делает его самым богатым скоплением Возничего; самый заметный член - оранжевая звезда, появляющаяся в центре. ^{[ 18 ]}^{[ 11 ]} M37 имеет диаметр около 25 световых лет. ^{[ 42 ]} Это самое яркое рассеянное скопление в Возничье с блеском 5,6; ^{[ 10 ]} его видимый диаметр составляет 23,0 угловых минуты. ^{[ 90 ]} M37 была открыта в 1764 году Шарлем Мессье , первым из многих астрономов, похвалившим ее красоту. описал его как «виртуальное облако сверкающих звезд» Роберт Бернхэм-младший , а Чарльз Пьяцци Смит отметил, что звездное поле было «усыпано [ sic ] ... сверкающей золотой пылью». ^{[ 42 ]} Звезды М37 старше звезд М36; им примерно 200 миллионов лет. Большинство звезд, входящих в состав скопления, относятся к звездам типа А есть как минимум 12 красных гигантов . , хотя в скоплении также ^{[ 42 ]} Класс Trumpler M37 обозначается как I 2 r и II 1 r. Звезды, видимые в телескоп, имеют звездную величину от 9,0 до 13,0; В центре скопления находятся две звезды 9-й величины и цепочка звезд 10-й и 11-й величины с востока на запад. ^{[ 90 ]}

M38 — диффузное рассеянное скопление на расстоянии 3900 световых лет, наименее концентрированное из трех основных рассеянных скоплений в Возничего; ^{[ 42 ]} Из-за этого он классифицируется как кластер Трамплера II 2 r или III 2 r. ^{[ 90 ]} он выглядит как крестообразный или пи -образный объект и содержит около 100 звезд; В телескоп ^{[ 42 ]} его общая магнитуда составляет 6,4. ^{[ 10 ]}^{[ 11 ]} M38, как и M36, была открыта Гийомом Ле Жантилем в 1749 году. Ее видимый диаметр составляет примерно 20 угловых секунд, а истинный диаметр - около 25 световых лет. В отличие от M36 или M37, M38 имеет разнообразное звездное население. Большую часть населения составляют звезды главной последовательности типов A и B, причем звезды типа B являются самыми старыми членами, а также ряд звезд-гигантов G-типа . Одна звезда желтого типа G — самая яркая звезда в M38 с блеском 7,9. ^{[ 42 ]} Самые яркие звезды M38 имеют 9 и 10 звездную величину. ^{[ 90 ]} M38 сопровождается NGC 1907 , меньшим и более тусклым скоплением, которое лежит на полградуса к юго-юго-западу от M38; он находится на расстоянии 4200 световых лет. ^{[ 18 ]} Меньшее скопление имеет общую звездную величину 8,2 и диаметр 6,0 угловых минут, что составляет примерно треть размера M38. Однако NGC 1907 представляет собой богатое скопление, классифицируемое как скопление Трамплера класса I размером 1 млн. В нем около 12 звезд 9–10 звездной величины и не менее 25 звезд 9–12 звездной величины. ^{[ 90 ]}

Слабая туманность IC 410 сопровождается ярким рассеянным скоплением NGC 1893. Скопление тонкое, диаметром 12 угловых минут и населением около 20 звезд. Сопровождающая ее туманность имеет очень низкую поверхностную яркость , отчасти из-за ее диаметра в 40 угловых минут. В любительский телескоп он виден с более яркими областями на севере и юге; более яркое южное пятно показывает узор из более темных и светлых пятен на большом инструменте. ^{[ 109 ]} NGC 1893 с величиной 7,5 классифицируется как скопление Трамплера класса II 3 rn или II 2 mn, что означает, что оно не очень большое и довольно яркое. В скоплении около 30 звезд 9–12 звездной величины. В любительском приборе IC 410 виден только с фильтром Кислород-III. ^{[ 90 ]} NGC 2281 — небольшое рассеянное скопление на расстоянии 1500 световых лет. Он содержит 30 звезд в форме полумесяца. ^{[ 18 ]} Оно имеет общую магнитуду 5,4 и довольно большой диаметр 14,0 угловых секунд и классифицируется как 3-метровое скопление Трамплера класса I. Самая яркая звезда скопления имеет звездную величину 8; насчитывается примерно 12 звезд 9–10 величины и 20 звезд 11–13 величины. ^{[ 90 ]}

NGC 1931 — туманность в созвездии Возничего, расположенная чуть более чем на один градус к западу от M36. Считается сложной целью для любительского телескопа. NGC 1931 имеет приблизительную интегрированную звездную величину 10,1; ^{[ 90 ]} это 3 на 3 угловых минуты. Однако в любительский телескоп он кажется вытянутым. ^{[ 109 ]} Некоторые наблюдатели могут заметить зеленый оттенок туманности; большой телескоп легко покажет «арахисовую» форму туманности, а также квартет звезд, поглощенных туманностью. ^{[ 84 ]} Часть рассеянного скопления NGC 1931 классифицируется как скопление I 3 pn; часть туманности классифицируется как эмиссионная и отражательная туманность . ^{[ 90 ]} NGC 1931 находится примерно в 6000 световых годах от Земли, и ее легко можно спутать с кометой в окуляре телескопа. ^{[ 110 ]}

NGC 1664 — довольно большое рассеянное скопление диаметром 18 угловых минут и умеренно яркое со звездной величиной 7,6, сравнимое с несколькими другими рассеянными скоплениями в Возничего. Одно рассеянное скопление с аналогичной величиной — NGC 1778 со звездной величиной 7,7. Это небольшое скопление имеет диаметр 7 угловых минут и содержит 25 звезд. NGC 1857 , небольшое скопление, немного ярче со звездной величиной 7,0. Его диаметр составляет 6 угловых минут, и оно содержит 40 звезд, что делает его гораздо более концентрированным, чем NGC 1778 того же размера. Намного тусклее, чем другие рассеянные скопления, NGC 2126 со звездной величиной 10,2. Несмотря на свою тусклость, NGC 2126 столь же концентрирована, как и NGC 1857: она содержит 40 звезд диаметром 6 угловых минут. ^{[ 45 ]}

Метеоритные дожди

Аурига является домом для двух метеорных потоков. Ауригиды , названные в честь всего созвездия и ранее называвшиеся «Альфа Ауригиды», известны своими периодическими вспышками, например, в 1935, 1986, 1994 и 2007 годах. ^{[ 111 ]} Они связаны с кометой Кисса (C/1911 N1) , открытой в 1911 году Карлом Кларенсом Киссом . Ассоциация была обнаружена после вспышки в 1935 году Куно Хоффмайстером и Артуром Тейхгребером . ^{[ 112 ]} Вспышка Ауригиды 1 сентября 1935 года побудила к расследованию связи с кометой Кисс, хотя 24-летняя задержка между возвращением кометы вызвала сомнения в научном сообществе. Однако взрыв 1986 года устранил большую часть этих сомнений. Иштван Теплицкий, венгерский метеоролог-любитель, наблюдал множество ярких метеоров, исходящих от Возничего, по манере, очень похожей на подтвержденную вспышку 1935 года. Поскольку положение радианта, наблюдаемого Теплицким, и радианта 1935 года было близко к положению кометы Кисс, комета была подтверждена как источник метеорного потока Ауригид. ^{[ 111 ]}

В 1994 году произошел впечатляющий всплеск Ауригид, когда множество скользящих метеоров в Калифорнии наблюдалось — тех, которые имеют небольшой угол падения и кажутся поднимающимися из-за горизонта. Метеоры были окрашены в синий и зеленый цвета, двигались медленно и оставляли следы длиной не менее 45°. Из-за такого малого угла входа некоторые Ауригиды 1994 года продержались до 2 секунд. Хотя на части вспышки присутствовало всего несколько визуальных наблюдателей, пик Ауригид 1994 года, который длился менее двух часов, позже был подтвержден финским радиоастрономом-любителем Илккой Юрьёля. ^{[ 111 ]} Связь с кометой Кисс была окончательно подтверждена в 1994 году. ^{[ 112 ]} Вспышка Ауригид в 2007 году была предсказана Питером Дженнискенсом и наблюдалась астрономами всего мира. ^{[ 113 ]} Несмотря на некоторые прогнозы, что вспышки Альфа Ауригид не будет, на протяжении всего потока наблюдалось множество ярких метеоров, пик которого, как и предполагалось, пришелся на 1 сентября. Как и в случае вспышки 1994 года, Ауригиды 2007 года были очень яркими и часто окрашены в синий и зеленый цвета. Максимальная зенитная часовая скорость составила 100 метеоров в час, наблюдавшаяся в 4:15 утра по калифорнийскому времени (12:15 UTC) группой астрономов, летающих на самолетах НАСА. ^{[ 114 ]}

Ауригиды обычно представляют собой спокойный метеорный поток класса II, пик которого приходится на раннее утро 1 сентября, начиная с 28 августа каждого года. Хотя максимальная зенитная часовая скорость составляет 2–5 метеоров в час, Ауригиды быстрые, со скоростью входа 67 километров (42 мили) в секунду. Радиант годичных Ауригид расположен примерно в двух градусах севернее Теты Возничего , звезды третьей величины в центре созвездия. ^{[ 115 ]} Ауригиды заканчиваются 4 сентября. ^{[ 116 ]} В отдельные годы максимальная скорость достигала 9–30 метеоров в час. ^{[ 113 ]}

Другие метеорные потоки, исходящие от Возничего, гораздо менее заметны и капризны, чем Альфа Ауригиды. Дзета Ауригиды представляют собой слабый поток с северной и южной ветвью, продолжающийся с 11 декабря по 21 января. Пик потока приходится на 1 января, метеоры очень медленные, с максимальной скоростью 1–5 метеоров в час. Он был открыт Уильямом Деннингом источник редких огненных шаров как в 1886 году и Александром Стюартом Гершелем . ^{[ 117 ]} Есть еще один слабый поток метеоров, названный «Ауригиды», не имеющий отношения к сентябрьскому дождю. Этот дождь длится с 31 января по 23 февраля, достигая пика с 5 по 10 февраля; его медленные метеоры достигают максимума со скоростью примерно 2 в час. ^{[ 118 ]} Дельта Ауригиды — слабый поток, исходящий от Возничего. Он был обнаружен группой исследователей из Университета штата Нью-Мексико и имеет очень низкую пиковую частоту. Дельта Ауригиды существуют с 22 сентября по 23 октября, достигая пика с 6 по 15 октября. ^{[ 119 ]} Они могут быть связаны с сентябрьскими Эпсилон Персеидами , хотя они больше похожи на Кома Беренициды тем, что Дельта Ауригиды существуют дольше и имеют недостаток ярких метеоров. ^{[ 120 ]} Они также предположительно связаны с неизвестной ретроградной кометой с коротким периодом существования. ^{[ 121 ]} Йота Ауригиды — это предполагаемый поток, происходящий в середине ноября; его родительским телом может быть астероид 2000 NL10 , но эта связь весьма спорна. Предполагаемые Йота Ауригиды вместо этого могут быть слабым потоком Таурид . ^{[ 122 ]}

См. также

Ссылки

Цитаты

^ Рассел 1922 , с. 469.
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час Пасачофф 2006 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с МАС, Созвездия , Возничего .
^ Ридпат, Созвездия .
^ Бакич 1995 , с. 54.
^ Бакич 1995 , с. 26.
^ RECONS, 100 ближайших звездных систем .
^ Роджерс, Месопотамские традиции 1998 .
^ Роджерс, Средиземноморские традиции 1998 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н Мур и Тирион 1997 , с. 130–131.
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час Ридпат и Тирион 2009 , с. 67.
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Ридпат, Звездные сказки Возничего .
^ Крупп 2007 .
^ Сталь 1988 , с. 79.
^ Фолкнер 2011 , с. 41.
^ Jump up to: ^а ^б Уинтерберн 2009 , с. 131.
^ Сталь 1988 , с. 109.
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н ^тот ^п ^д ^р ^с ^т ^в Ридпат и Тирион 2001 , стр. 86–88.
^ Jump up to: ^а ^б Аллен 1899 , стр. 83–91.
^ Jump up to: ^а ^б Олкотт 2004 , стр. 65–69.
^ Сталь 1988 , с. 29.
^ OED 2012 , агитатор, н..
^ Ридпат, Star Tales Telescopium Herschelii .
^ Бакич 1995 , с. 11.
^ Пасачофф 2006 , стр. 128–129.
^ Рассел 1922 , стр. 469–471.
^ Сталь 1988 , с. 70.
^ Макдональд 1998 , с. 225.
^ Авени 1977 , с. 193.
^ Бакстафф 1927 , с. 280.
^ Jump up to: ^а ^б Стаал 1988 , стр. 221–222.
^ Гуденаф 1953 , с. 43.
^ Гуденаф, 1953 , стр. 26, 43.
^ Макемсон 1941 , с. 268.
^ Макемсон 1941 , с. 202.
^ Макемсон 1941 , с. 252.
^ Макемсон 1941 , с. 210.
^ Макдональд 1998 , с. 65.
^ Макдональд 1998 , стр. 44–51.
^ Макдональд 1998 , с. 66.
^ Jump up to: ^а ^б СИМБАД Альфа-драйвер .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н ^тот ^п ^д ^р ^с ^т ^в ^v ^В ^х ^и ^С ^аа Бернхэм 1978 , стр. 261–296.
^ Jump up to: ^а ^б Дэвис, 1944 год .
^ Гуденаф, 1953 , стр. 13–14.
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н ^тот ^п ^д ^р ^с ^т ^в ^v ^В ^х ^и ^С ^аа Мур 2000 , стр. 338–340, таблица 14.12.
^ Торрес, Claret & Young 2009 , с. 1365.
^ Jump up to: ^а ^б SIMBAD Бета -драйвер
^ Мур 2000 , с. 279.
^ СИМБАД Бета Телец .
^ Казарян С; Алесян, Г (2016). «Статистический анализ недавних определений содержания в звездах HgMn» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 460 (2): 1912. Бибкод : 2016MNRAS.460.1912G . дои : 10.1093/mnras/stw911 .
^ Jump up to: ^а ^б СИМБАД Йота Драйвер
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д Калер 2009 .
^ Кашьяп и др. 1994 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Калер 2008 .
^ Jump up to: ^а ^б SIMBAD Дельта -драйвер
^ Мур 2000 , стр. 338–340.
^ Jump up to: ^а ^б SIMBAD Лямбда-драйвер .
^ Хопкинс и Стенсель 2007 .
^ Хопкинс и Стенсель 2006 .
^ Лукас, Хопкинс и Стенсель 2006 .
^ Калер 2011 .
^ Jump up to: ^а ^б СИМБАД Нет драйверов .
^ Jump up to: ^а ^б Драйверы SIMBAD Kappa .
^ Jump up to: ^а ^б SIMBAD Pi Драйвер
^ Jump up to: ^а ^б СИМБАД, Водитель Тау .
^ Jump up to: ^а ^б Драйвер SIMBAD Upsilon .
^ СИМБАД Чи Драйвер .
^ Jump up to: ^а ^б Драйверы SIMBAD 2 .
^ Jump up to: ^а ^б СИМБАД Му Возничего .
^ Jump up to: ^а ^б SIMBAD Sigma Драйвер
^ Jump up to: ^а ^б СИМБАД, водитель Омеги .
^ Jump up to: ^а ^б Драйвер SIMBAD Xi .
^ Jump up to: ^а ^б SIMBAD 9 Драйверы .
^ СИМБАД Эпсилон Возничего .
^ Jump up to: ^а ^б ^с СИМБАД Зета -водитель
^ Jump up to: ^а ^б SIMBAD Возраст водителя
^ Коупленд, Ральф; Беккер, Л. (август 1892 г.). «О новой звезде в созвездии Возничего». Астрономия и астрофизика . 11 : 593–602. Бибкод : 1892AstAp..11..593C .
^ Хаггинс, Уильям; Хаггинс, Маргарет Линдси (август 1892 г.). «О Новой Возничьей». Астрономия и астрофизика . 11 : 571–581. Бибкод : 1892AstAp..11..571H .
^ Jump up to: ^а ^б Драйвер SIMBAD Psi1 .
^ Драйвер SIMBAD RT .
^ SIMBAD RX Драйвер
^ Драйвер SIMBAD RW .
^ СИМБАД А.Е., возничий .
^ Jump up to: ^а ^б Харрингтон 1992 .
^ СИМБАД Р. Возничий .
^ Драйверы SIMBAD UV .
^ СИМБАД У. Возничий .
^ СИМБАД X Возничий
^ SIMBAD Тета-драйвер .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н ^тот Томпсон и Томпсон 2007 , стр. 94–101.
^ Фекель и Томкин 2007 , стр. 59–60.
^ ПЛАВАНИЕ HR 1528 .
^ Jump up to: ^а ^б Фишер, Дебра А.; и др. (2003). «Планета-компаньон HD 40979 и дополнительные планеты, вращающиеся вокруг HD 12661 и HD 38529» . Астрофизический журнал . 586 (2): 1394–1408. Бибкод : 2003ApJ...586.1394F . дои : 10.1086/367889 .
^ Энциклопедия экзопланет HD 40979 b .
^ Таблица 2, комбинированное решение, Определение орбиты планетарного компаньона богатой металлами звезды HD 45350, Майкл Эндл, Уильям Д. Кокран, Роберт А. Виттенмайер и Арти П. Хатцес, Astronomical Journal 131 , № 6 ( Июнь 2006 г.), стр. 3131–3134, Бибкод : 2006AJ....131.3131E , дои : 10.1086/503746 .
^ Динамические и наблюдательные ограничения на дополнительные планеты в сильно эксцентричных планетных системах, Роберт А. Виттенмайер, Майкл Эндл, Уильям Д. Кокран и Гарольд Ф. Левисон, Astronomical Journal 134 , № 3 (сентябрь 2007 г.), стр. 1276–1284, Бибкод : 2007AJ....134.1276W , дои : 10.1086/520880 .
^ Энциклопедия экзопланет HD 45350 b .
^ да Силва, Роналду; Удри, Стефан; Буши, Франсуа; Муту, Клэр; Майор, Майкл; Бёзи, Жан-Люк; Бонфилс, Ксавье; Дельфосс, Ксавье; Десорт, Морган; Форвей, Тьерри; Галланд, Франк; Эбрар, Уильям; Лагранж, Анн-Мари; Лойе, Бенуа; Ловис, Кристоф; Пепе, Франческо; Перье, Кристиан; Бридж, Фредерик; Кело, Дидье; Сантос, Нуно К.; Сегрансан, Дэмиен; Сиван, Жан-Пьер; Видаль-Маджар, Альфред; Цукер, Шей (октябрь 2007 г.). «ELODIE: поиск транзитных Горячих Юпитеров IV, основанный на металличности. Планеты промежуточного периода, вращающиеся вокруг звезд HD 43691 и HD 132406» . Астрономия и астрофизика . 473 (1): 323–328. arXiv : 0707.0958 . Бибкод : 2007A&A...473..323D . дои : 10.1051/0004-6361:20077314 . S2CID 18805775 .
^ Хилл, Мишель Л.; Мокник, Тео; Кейн, Стивен Р.; Генри, Грегори В.; Пеппер, Джошуа; Хинкель, Натали Р.; Далба, Пол А.; Фултон, Бенджамин Дж.; Стассун, Кейван Г.; Розенталь, Ли Дж.; Ховард, Эндрю В.; Хауэлл, Стив Б.; Эверетт, Марк Э.; Бояджян, Табета С.; Фишер, Дебра А.; Родригес, Джозеф Э.; Битти, Томас Г.; Джеймс, Дэвид Дж. (2020). «Уточнение орбит и звездные свойства планетных систем HD 9446, HD 43691 и HD 179079» . Астрономический журнал . 159 (5): 197. arXiv : 2003.02385 . Бибкод : 2020AJ....159..197H . дои : 10.3847/1538-3881/ab7d33 . S2CID 212414679 .
^ Мент, Кристо; и др. (2018). «Лачевые скорости проекта N2K: шесть новых планет-гигантов с холодным газом, вращающихся вокруг HD 55696, HD 98736, HD 148164, HD 203473 и HD 211810» . Астрономический журнал . 156 (5). 213. arXiv : 1809.01228 . Бибкод : 2018AJ....156..213M . дои : 10.3847/1538-3881/aae1f5 . S2CID 119243619 .
^ Энциклопедия экзопланет HD 43691 b .
^ Гривс, Н.; и др. (декабрь 2018 г.). «Хемокинематика Млечного Пути по данным обзора SDSS-III MARVELS» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 481 (3): 3244–3265. arXiv : 1803.11538 . Бибкод : 2018MNRAS.481.3244G . дои : 10.1093/mnras/sty2431 .
^ Энциклопедия экзопланет HD 49674 b .
^ Батлер, Р. Пол; и др. (2003). «Семь новых планет Кека, вращающихся вокруг карликов G и K» . Астрофизический журнал . 582 (1): 455–466. Бибкод : 2003ApJ...582..455B . CiteSeerX 10.1.1.7.6988 . дои : 10.1086/344570 . S2CID 17608922 .
^ Jump up to: ^а ^б Шпорер, Ави; и др. (2009). «HAT-P-9b: планета с низкой плотностью, проходящая через умеренно тусклую звезду F». Астрофизический журнал . 690 (2): 1393–1400. arXiv : 0806.4008 . Бибкод : 2009ApJ...690.1393S . дои : 10.1088/0004-637X/690/2/1393 . S2CID 930937 .
^ Энциклопедия экзопланет HAT-P-9 b .
^ Jump up to: ^а ^б Битти, Томас Г.; и др. (2012). «KELT-2Ab: горячий Юпитер, проходящий через яркую (V = 8,77) главную звезду двойной системы». Письма астрофизического журнала . 756 (2). Л39. arXiv : 1206.1592 . Бибкод : 2012ApJ...756L..39B . дои : 10.1088/2041-8205/756/2/L39 . hdl : 1969.1/178896 . S2CID 119249005 .
^ Кроссен и Реманн 2004 , с. 177.
^ Jump up to: ^а ^б Хиггинс 1992 .
^ Леви 2005 , стр. 97–99.
^ Jump up to: ^а ^б ^с Дженнискенс 2006 , стр. 175–178.
^ Jump up to: ^а ^б Дженнискенс 2006 , с. 82.
^ Jump up to: ^а ^б Леви 2008 , стр. 117–118.
^ Дженнискенс и Кемп 2007 .
^ Лансфорд, Деятельность .
^ Лансфорд, Души .
^ Леви 2008 , стр. 103–104.
^ Леви 2008 , с. 106.
^ Леви 2008 , с. 119.
^ Дубиетис и Арльт 2002 .
^ Драммонд 1982 .
^ Мэн 2002 .

Ссылки

Аллен, Ричард Хинкли (1899). Имена звезд: их знания и значение . Дувр.
Авени, Энтони Ф. (1977). Индейская астрономия . Издательство Техасского университета.
Бакич, Майкл Э. (1995). Кембриджский путеводитель по созвездиям . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-44921-2 .
Бакстафф, Ральф Н. (1927). «Звезды и созвездия карты неба пауни» . Американский антрополог . 29 (2): 279–285. дои : 10.1525/aa.1927.29.2.02a00110 .
Бернэм, Роберт младший (1978). Небесный справочник Бёрнема (2-е изд.). Дуврские публикации. ISBN 978-0-486-24063-3 .
Кроссен, Крейг; Реманн, Джеральд (2004). Виды неба: астрономия для биноклей и телескопов с богатейшим полем зрения . Спрингер. ISBN 978-3-211-00851-5 .
Дэвис, Джордж А. младший (1944). «Произношение, происхождение и значение избранного списка звездных имен». Популярная наука . 52 : 8. Бибкод : 1944PA.....52....8D .
Драммонд, Джек Д. (сентябрь 1982 г.). «Заметка о метеорном потоке Дельта Ауригид». Икар . 51 (3): 655–659. Бибкод : 1982Icar...51..655D . дои : 10.1016/0019-1035(82)90153-1 .
Дубиетис, Аудриус; Арльт, Райнер (октябрь 2002 г.). «Нынешний метеорный поток Дельта-Ауригид» WGN, Журнал Международной метеорологической организации . 30 (5): 168–174. Бибкод : 2002ОБЪЕМ...30..168D .
Фолкнер, Дэвид Э. (2011). «Зимние созвездия» . Мифология ночного неба: Путеводитель астронома-любителя по древнегреческим и римским легендам . Springer Science+Business Media . п. 41. ИСБН 978-1-4614-0137-7 .
Фекель, Фрэнсис К.; Томкин, Джоселин (2007). «Спектроскопические бинарные кандидаты в интерферометры» . В Харткопфе, Уильям И.; Гинан, Эдвард Ф.; Гарманец, Петр (ред.). Двойные звезды как важнейшие инструменты и тесты в современной астрофизике: материалы 240-го симпозиума Международного астрономического союза, состоявшегося в Праге, Чехия, 22–25 августа 2006 г. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-86348-3 .
Гуденаф, Уорд Х. (1953). Родная астрономия в Центральных Каролинских островах . Университетский музей.
Харрингтон, Фил (1992). «Вызов зимних туманностей». В Эйхере, Дэвид Дж. (ред.). Звезды и галактики . Издательство Калмбах. ISBN 978-0-913135-05-1 .
Хиггинс, Дэвид (1992). «Призрачное свечение газовых туманностей». В Эйхере, Дэвид Дж. (ред.). Звезды и галактики . Издательство Калмбах. ISBN 978-0-913135-05-1 .
Хопкинс, Джеффри Л.; Стенсель, Роберт Э. (23 мая 2006 г.). «Одноканальная фотометрия эпсилона Возничего в диапазоне UBV и JH». 25-й ежегодный симпозиум Общества астрономических наук по телескопической науке . 25 : 13–24. Бибкод : 2006SASS...25...13H .
Хопкинс, Джеффри Л.; Стенсель, Роберт Э. (май 2007 г.). «Недавняя UBVJH-фотометрия эпсилона Возничьего». Труды Общества астрономических наук . arXiv : 0706.0891 . Бибкод : 2007arXiv0706.0891H .
Дженнискенс, Питер (2006). Метеоритные дожди и их родительские кометы . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-85349-1 .
Кашьяп, В.; Рознер, Р.; Харнден, Франция-младший; Маджио, А.; Мисела, Г.; Скиортино, С. (1994). «Рентгеновское излучение гибридных α-звезд: наблюдения ROSAT за альфа Trianguli Australis и IOTA Aurigae». Астрофизический журнал . 431 (1): 402–415. Бибкод : 1994ApJ...431..402K . дои : 10.1086/174494 .
Крупп, ЕС (май 2007 г.). «Бродя по звездам: назначенный водитель». Небо и телескоп : 39–40.
Леви, Дэвид Х. (2008). Руководство Дэвида Леви по наблюдению метеорных потоков . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-69691-3 .
Леви, Дэвид Х. (2005). Объекты глубокого неба . Книги Прометея. ISBN 978-1-59102-361-6 .
Лукас, Джин А.; Хопкинс, Джеффри Л.; Стенсель, Роберт Э. (23 мая 2006 г.). «Долгопериодическая кампания по затмению двойной системы Эпсилон Возничего». 25-й ежегодный симпозиум Общества астрономических наук по телескопической науке . 25 :25–30. Бибкод : 2006SASS...25...25L .
Макдональд, Джон (1998). Арктическое небо: астрономия инуитов, звездные знания и легенды . Королевский музей Онтарио/Исследовательский институт Нунавута. ISBN 978-0-88854-427-8 .
Макемсон, Мод Вустер (1941). Утренняя звезда восходит: отчет о полинезийской астрономии . Издательство Йельского университета. Бибкод : 1941msra.book.....M .
Мэн, Х. (октябрь 2002 г.). «Активность Йота-Ауригид в 2001 году и возможная орбита метеороидного потока». WGN, Журнал Международной метеорной организации . 30 (5): 175–180. Бибкод : 2002JIMO...30..175M .
Мур, Патрик; Тирион, Уил (1997). Кембриджский путеводитель по звездам и планетам (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-58582-8 .
Мур, Патрик (2000). Книга данных по астрономии . Институт физического издательства. ISBN 978-0-7503-0620-1 .
Олкотт, Уильям Тайлер (2004). Звездные знания: мифы, легенды и факты . Публикации Courier Dover. ISBN 978-0-486-43581-7 .
Пасачофф, Джей М. (2006). Звезды и планеты . Карты и диаграммы Уила Тириона (4-е изд.). Хоутон Миффлин. ISBN 978-0-395-93432-6 .
Ридпат, Ян; Тирион, Уил (2001). Путеводитель по звездам и планетам (3-е изд.). Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-08913-3 .
Ридпат, Ян; Тирион, Уил (2009). Ежемесячный путеводитель по небу (8-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-13369-2 .
Роджерс, Джон Х. (1998). «Происхождение древних созвездий: I. Месопотамские традиции». Журнал Британской астрономической ассоциации . 108 (1): 9–28. Бибкод : 1998JBAA..108....9R .
Роджерс, Джон Х. (1998). «Происхождение древних созвездий: II. Средиземноморские традиции». Журнал Британской астрономической ассоциации . 108 (2): 79–89. Бибкод : 1998JBAA..108...79R .
Рассел, Генри Норрис (октябрь 1922 г.). «Новые международные символы созвездий». Популярная астрономия . 30 : 469. Бибкод : 1922PA.....30..469R .
Стаал, Юлиус Д.В. (1988). Новые узоры в небе . Издательская компания Макдональд и Вудворд. ISBN 978-0-939923-04-5 .
Томпсон, Роберт Брюс; Томпсон, Барбара Фритчман (2007). Иллюстрированный путеводитель по астрономическим чудесам . О'Рейли Медиа. ISBN 978-0-596-52685-6 .
Торрес, Гильермо; Кларет, Антонио; Янг, Патрик А. (август 2009 г.). «Двойная орбита, физические свойства и эволюционное состояние Капеллы (α Возничего)». Астрофизический журнал . 700 (2): 1349–1381. arXiv : 0906.0977 . Бибкод : 2009ApJ...700.1349T . дои : 10.1088/0004-637X/700/2/1349 . S2CID 16052567 .
Уинтерберн, Эмили (2009). Путеводитель звездочета: как читать наше ночное небо . Многолетник Харпер. ISBN 978-0-06-178969-4 .

Интернет-источники

«Граница созвездия Возничего» . Созвездия . Международный астрономический союз . Проверено 4 июля 2012 г.
Дженнискенс, Питер; Кемп, Кристофер К. (11 декабря 2007 г.). «Ауригиды» . Исследовательский центр Эймса и Институт Сети . Проверено 20 июня 2012 г.
Калер, Джим (1 февраля 2008 г.). «Дельта Возничего» . ЗВЕЗДЫ/Звезда недели . Проверено 17 августа 2012 г.
«Агитатор, существительное» . Оксфордский словарь английского языка . Издательство Оксфордского университета. 2012 . Проверено 12 августа 2019 г.
Калер, Джим (17 октября 2009 г.). «Аль-Каб» . ЗВЕЗДЫ/Звезда недели . Проверено 16 августа 2012 г.
Калер, Джим (4 февраля 2011 г.). «Лямбда Возничего» . ЗВЕЗДЫ/Звезда недели . Проверено 17 августа 2012 г.
Лансфорд, Роберт (25 августа 2011 г.). «Прогноз метеорной активности на 27 августа – 2 сентября 2011 г.» . Американское метеорное общество . Проверено 20 июня 2012 г.
Лансфорд, Роберт (16 января 2012 г.). «Список метеорных потоков 2012 года» . Американское метеорное общество . Проверено 20 июня 2012 г.
«HD 40979 б» . Энциклопедия внесолнечных планет . 10 августа 2012 года . Проверено 12 августа 2012 г.
«HD 45350 б» . Энциклопедия внесолнечных планет . 22 декабря 2010 года . Проверено 12 августа 2012 г.
«HD 43691 А б» . Энциклопедия внесолнечных планет . 27 ноября 2007 года . Проверено 12 августа 2012 г.
«HD 49674 б» . Энциклопедия внесолнечных планет . 22 декабря 2010 года . Проверено 12 августа 2012 г.
«ХЭТ-П-9 Б» . Энциклопедия внесолнечных планет . 20 мая 2011 года . Проверено 12 августа 2012 г.
«ГД 66 б» . Энциклопедия внесолнечных планет . 25 января 2008 года . Проверено 12 августа 2012 г.
«100 ближайших звездных систем» . Исследовательский консорциум близлежащих звезд. 1 января 2012 года. Архивировано из оригинала 13 мая 2012 года . Проверено 23 июня 2012 г.
Ридпат, Ян. «Созвездия» . Проверено 23 июня 2012 г.
Ридпат, Ян (1988). «Аурига» . Звездные сказки . Проверено 4 июля 2012 г.
Ридпат, Ян (1988). «Телескопиум Гершели» . Звездные сказки . Проверено 16 июля 2012 г.

СИМБАД

«Альфа Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 26 июня 2012 г.
«Бета Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2012 г.
«Бета Таури» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 12 августа 2012 г.
«Йота Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 26 июня 2012 г.
«Дельта Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«Лямбда Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 26 июня 2012 г.
«Ауригея» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«Тау Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«Ипсилон Возничий» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«Для Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«Каппа Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«Омега Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«2 Возничьи» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«9 Возничьих» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«В Возничьих» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«Сигма Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«Спящая Возничья» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«Эпсилон Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 26 июня 2012 г.
«Зета Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 26 июня 2012 г.
«Эта Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 26 июня 2012 г.
«Пси1 Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«Чи Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2012 г.
«РТ Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2012 г.
«RX Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2012 г.
«РВ Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2012 г.
«АЕ Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2012 г.
«Р Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2012 г.
«УФ Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2012 г.
«У Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2012 г.
«Х Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 августа 2012 г.
«Тета Возничего» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 27 июня 2012 г.
«HR 1528» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 17 июля 2012 г.
Робертс, Иссак (январь 1893 г.). «Нова Возничего» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 53 (3): 123–124. Бибкод : 1893MNRAS..53..123R . дои : 10.1093/mnras/53.3.123 .
«Нова Возничего – Доказательства в пользу воздействия» (PDF) . Философский институт Кентербери . А.В. Бикертон. 1 ноября 1893 года.
«Новая Возничего – Доказательства теории удара частиц» . Философский институт Кентербери . Профессор А.В. Бикертон. 6 сентября 1893 г.
Ричард А. Грегори (4 мая 1893 г.). «Нова Ауриге - Происхождение Новой Аруигэ» . Природа . 48 (1227): 6–8. Бибкод : 1893Natur..48....6G . дои : 10.1038/048006b0 .
«Бета Тельца (Эльнат, Эль Нат или Алнат, Алнат ан-нац)» . CDS – SIMBAD4 версия 1.197 . Проверено 18 сентября 2012 г.

Внешние ссылки

[FOOTNOTERussell1922469-1] Рассел 1922 , с. 469.

[FOOTNOTEPasachoff2006-2] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час Пасачофф 2006 .

[FOOTNOTEIAU,_''The_Constellations'',_Auriga-3] Jump up to: ^а ^б ^с МАС, Созвездия , Возничего .

[FOOTNOTERidpath,_''Constellations''-4] Ридпат, Созвездия .

[FOOTNOTEBakich199554-5] Бакич 1995 , с. 54.

[FOOTNOTEBakich199526-6] Бакич 1995 , с. 26.

[FOOTNOTERECONS,_''The_100_Nearest_Star_Systems''-7] RECONS, 100 ближайших звездных систем .

[FOOTNOTERogers,_''Mesopotamian_Traditions''1998-8] Роджерс, Месопотамские традиции 1998 .

[FOOTNOTERogers,_''Mediterranean_Traditions''1998-9] Роджерс, Средиземноморские традиции 1998 .

[FOOTNOTEMooreTirion1997130–131-10] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н Мур и Тирион 1997 , с. 130–131.

[FOOTNOTERidpathTirion200967-11] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час Ридпат и Тирион 2009 , с. 67.

[FOOTNOTERidpath,_''Star_Tales''_Auriga-12] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Ридпат, Звездные сказки Возничего .

[FOOTNOTEKrupp2007-13] Крупп 2007 .

[FOOTNOTEStaal198879-14] Сталь 1988 , с. 79.

[FOOTNOTEFalkner201141-15] Фолкнер 2011 , с. 41.

[FOOTNOTEWinterburn2009131-16] Jump up to: ^а ^б Уинтерберн 2009 , с. 131.

[FOOTNOTEStaal1988109-17] Сталь 1988 , с. 109.

[FOOTNOTERidpathTirion200186–88-18] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н ^тот ^п ^д ^р ^с ^т ^в Ридпат и Тирион 2001 , стр. 86–88.

[FOOTNOTEAllen189983–91-19] Jump up to: ^а ^б Аллен 1899 , стр. 83–91.

[FOOTNOTEOlcott200465–69-20] Jump up to: ^а ^б Олкотт 2004 , стр. 65–69.

[FOOTNOTEStaal198829-21] Сталь 1988 , с. 29.

[FOOTNOTEOED2012agitator,_n.-22] OED 2012 , агитатор, н..

[FOOTNOTERidpath,_''Star_Tales''_Telescopium_Herschelii-23] Ридпат, Star Tales Telescopium Herschelii .

[FOOTNOTEBakich199511-24] Бакич 1995 , с. 11.

[FOOTNOTEPasachoff2006128–129-25] Пасачофф 2006 , стр. 128–129.

[FOOTNOTERussell1922469–471-26] Рассел 1922 , стр. 469–471.

[FOOTNOTEStaal198870-27] Сталь 1988 , с. 70.

[FOOTNOTEMacDonald1998225-28] Макдональд 1998 , с. 225.

[FOOTNOTEAveni1977193-29] Авени 1977 , с. 193.

[FOOTNOTEBuckstaff1927280-30] Бакстафф 1927 , с. 280.

[FOOTNOTEStaal1988221–222-31] Jump up to: ^а ^б Стаал 1988 , стр. 221–222.

[FOOTNOTEGoodenough195343-32] Гуденаф 1953 , с. 43.

[FOOTNOTEGoodenough195326,_43-33] Гуденаф, 1953 , стр. 26, 43.

[FOOTNOTEMakemson1941268-34] Макемсон 1941 , с. 268.

[FOOTNOTEMakemson1941202-35] Макемсон 1941 , с. 202.

[FOOTNOTEMakemson1941252-36] Макемсон 1941 , с. 252.

[FOOTNOTEMakemson1941210-37] Макемсон 1941 , с. 210.

[FOOTNOTEMacDonald199865-38] Макдональд 1998 , с. 65.

[FOOTNOTEMacDonald199844–51-39] Макдональд 1998 , стр. 44–51.

[FOOTNOTEMacDonald199866-40] Макдональд 1998 , с. 66.

[FOOTNOTESIMBAD_Alpha_Aurigae-41] Jump up to: ^а ^б СИМБАД Альфа-драйвер .

[FOOTNOTEBurnham1978261–296-42] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н ^тот ^п ^д ^р ^с ^т ^в ^v ^В ^х ^и ^С ^аа Бернхэм 1978 , стр. 261–296.

[FOOTNOTEDavis1944-43] Jump up to: ^а ^б Дэвис, 1944 год .

[FOOTNOTEGoodenough195313–14-44] Гуденаф, 1953 , стр. 13–14.

[FOOTNOTEMoore2000338–340Table_14.12-45] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н ^тот ^п ^д ^р ^с ^т ^в ^v ^В ^х ^и ^С ^аа Мур 2000 , стр. 338–340, таблица 14.12.

[FOOTNOTETorresClaretYoung20091365-46] Торрес, Claret & Young 2009 , с. 1365.

[FOOTNOTESIMBAD_Beta_Aurigae-47] Jump up to: ^а ^б SIMBAD Бета -драйвер

[FOOTNOTEMoore2000279-48] Мур 2000 , с. 279.

[FOOTNOTESIMBAD_Beta_Tauri-49] СИМБАД Бета Телец .

[hgmn-50] Казарян С; Алесян, Г (2016). «Статистический анализ недавних определений содержания в звездах HgMn» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 460 (2): 1912. Бибкод : 2016MNRAS.460.1912G . дои : 10.1093/mnras/stw911 .

[FOOTNOTESIMBAD_Iota_Aurigae-51] Jump up to: ^а ^б СИМБАД Йота Драйвер

[FOOTNOTEKaler2009-52] Jump up to: ^а ^б ^с ^д Калер 2009 .

[FOOTNOTEKashyapRosnerHarndenMaggio1994-53] Кашьяп и др. 1994 .

[FOOTNOTEKaler2008-54] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Калер 2008 .

[FOOTNOTESIMBAD_Delta_Aurigae-55] Jump up to: ^а ^б SIMBAD Дельта -драйвер

[FOOTNOTEMoore2000338–340-56] Мур 2000 , стр. 338–340.

[FOOTNOTESIMBAD_Lambda_Aurigae-57] Jump up to: ^а ^б SIMBAD Лямбда-драйвер .

[FOOTNOTEHopkinsStencel2007-58] Хопкинс и Стенсель 2007 .

[FOOTNOTEHopkinsStencel2006-59] Хопкинс и Стенсель 2006 .

[FOOTNOTELucasHopkinsStencel2006-60] Лукас, Хопкинс и Стенсель 2006 .

[FOOTNOTEKaler2011-61] Калер 2011 .

[FOOTNOTESIMBAD_Nu_Aurigae-62] Jump up to: ^а ^б СИМБАД Нет драйверов .

[FOOTNOTESIMBAD_Kappa_Aurigae-63] Jump up to: ^а ^б Драйверы SIMBAD Kappa .

[FOOTNOTESIMBAD_Pi_Aurigae-64] Jump up to: ^а ^б SIMBAD Pi Драйвер

[FOOTNOTESIMBAD_Tau_Aurigae-65] Jump up to: ^а ^б СИМБАД, Водитель Тау .

[FOOTNOTESIMBAD_Upsilon_Aurigae-66] Jump up to: ^а ^б Драйвер SIMBAD Upsilon .

[FOOTNOTESIMBAD_Chi_Aurigae-67] СИМБАД Чи Драйвер .

[FOOTNOTESIMBAD_2_Aurigae-68] Jump up to: ^а ^б Драйверы SIMBAD 2 .

[FOOTNOTESIMBAD_Mu_Aurigae-69] Jump up to: ^а ^б СИМБАД Му Возничего .

[FOOTNOTESIMBAD_Sigma_Aurigae-70] Jump up to: ^а ^б SIMBAD Sigma Драйвер

[FOOTNOTESIMBAD_Omega_Aurigae-71] Jump up to: ^а ^б СИМБАД, водитель Омеги .

[FOOTNOTESIMBAD_Xi_Aurigae-72] Jump up to: ^а ^б Драйвер SIMBAD Xi .

[FOOTNOTESIMBAD_9_Aurigae-73] Jump up to: ^а ^б SIMBAD 9 Драйверы .

[FOOTNOTESIMBAD_Epsilon_Aurigae-74] СИМБАД Эпсилон Возничего .

[FOOTNOTESIMBAD_Zeta_Aurigae-75] Jump up to: ^а ^б ^с СИМБАД Зета -водитель

[FOOTNOTESIMBAD_Eta_Aurigae-76] Jump up to: ^а ^б SIMBAD Возраст водителя

[cope-77] Коупленд, Ральф; Беккер, Л. (август 1892 г.). «О новой звезде в созвездии Возничего». Астрономия и астрофизика . 11 : 593–602. Бибкод : 1892AstAp..11..593C .

[hugg-78] Хаггинс, Уильям; Хаггинс, Маргарет Линдси (август 1892 г.). «О Новой Возничьей». Астрономия и астрофизика . 11 : 571–581. Бибкод : 1892AstAp..11..571H .

[FOOTNOTESIMBAD_Psi1_Aurigae-79] Jump up to: ^а ^б Драйвер SIMBAD Psi1 .

[FOOTNOTESIMBAD_RT_Aurigae-80] Драйвер SIMBAD RT .

[FOOTNOTESIMBAD_RX_Aurigae-81] SIMBAD RX Драйвер

[FOOTNOTESIMBAD_RW_Aurigae-82] Драйвер SIMBAD RW .

[FOOTNOTESIMBAD_AE_Aurigae-83] СИМБАД А.Е., возничий .

[FOOTNOTEHarrington1992-84] Jump up to: ^а ^б Харрингтон 1992 .

[FOOTNOTESIMBAD_R_Aurigae-85] СИМБАД Р. Возничий .

[FOOTNOTESIMBAD_UV_Aurigae-86] Драйверы SIMBAD UV .

[FOOTNOTESIMBAD_U_Aurigae-87] СИМБАД У. Возничий .

[FOOTNOTESIMBAD_X_Aurigae-88] СИМБАД X Возничий

[FOOTNOTESIMBAD_Theta_Aurigae-89] SIMBAD Тета-драйвер .

[FOOTNOTEThompsonThompson200794–101-90] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н ^тот Томпсон и Томпсон 2007 , стр. 94–101.

[FOOTNOTEFekelTomkin200759–60-91] Фекель и Томкин 2007 , стр. 59–60.

[FOOTNOTESIMBAD_HR_1528-92] ПЛАВАНИЕ HR 1528 .

[Fischer2003-93] Jump up to: ^а ^б Фишер, Дебра А.; и др. (2003). «Планета-компаньон HD 40979 и дополнительные планеты, вращающиеся вокруг HD 12661 и HD 38529» . Астрофизический журнал . 586 (2): 1394–1408. Бибкод : 2003ApJ...586.1394F . дои : 10.1086/367889 .

[FOOTNOTEExoplanet_Encyclopedia_HD_40979_b-94] Энциклопедия экзопланет HD 40979 b .

[95] Таблица 2, комбинированное решение, Определение орбиты планетарного компаньона богатой металлами звезды HD 45350, Майкл Эндл, Уильям Д. Кокран, Роберт А. Виттенмайер и Арти П. Хатцес, Astronomical Journal 131 , № 6 ( Июнь 2006 г.), стр. 3131–3134, Бибкод : 2006AJ....131.3131E , дои : 10.1086/503746 .

[96] Динамические и наблюдательные ограничения на дополнительные планеты в сильно эксцентричных планетных системах, Роберт А. Виттенмайер, Майкл Эндл, Уильям Д. Кокран и Гарольд Ф. Левисон, Astronomical Journal 134 , № 3 (сентябрь 2007 г.), стр. 1276–1284, Бибкод : 2007AJ....134.1276W , дои : 10.1086/520880 .

[FOOTNOTEExoplanet_Encyclopedia_HD_45350_b-97] Энциклопедия экзопланет HD 45350 b .

[da_Silva2007-98] да Силва, Роналду; Удри, Стефан; Буши, Франсуа; Муту, Клэр; Майор, Майкл; Бёзи, Жан-Люк; Бонфилс, Ксавье; Дельфосс, Ксавье; Десорт, Морган; Форвей, Тьерри; Галланд, Франк; Эбрар, Уильям; Лагранж, Анн-Мари; Лойе, Бенуа; Ловис, Кристоф; Пепе, Франческо; Перье, Кристиан; Бридж, Фредерик; Кело, Дидье; Сантос, Нуно К.; Сегрансан, Дэмиен; Сиван, Жан-Пьер; Видаль-Маджар, Альфред; Цукер, Шей (октябрь 2007 г.). «ELODIE: поиск транзитных Горячих Юпитеров IV, основанный на металличности. Планеты промежуточного периода, вращающиеся вокруг звезд HD 43691 и HD 132406» . Астрономия и астрофизика . 473 (1): 323–328. arXiv : 0707.0958 . Бибкод : 2007A&A...473..323D . дои : 10.1051/0004-6361:20077314 . S2CID 18805775 .

[99] Хилл, Мишель Л.; Мокник, Тео; Кейн, Стивен Р.; Генри, Грегори В.; Пеппер, Джошуа; Хинкель, Натали Р.; Далба, Пол А.; Фултон, Бенджамин Дж.; Стассун, Кейван Г.; Розенталь, Ли Дж.; Ховард, Эндрю В.; Хауэлл, Стив Б.; Эверетт, Марк Э.; Бояджян, Табета С.; Фишер, Дебра А.; Родригес, Джозеф Э.; Битти, Томас Г.; Джеймс, Дэвид Дж. (2020). «Уточнение орбит и звездные свойства планетных систем HD 9446, HD 43691 и HD 179079» . Астрономический журнал . 159 (5): 197. arXiv : 2003.02385 . Бибкод : 2020AJ....159..197H . дои : 10.3847/1538-3881/ab7d33 . S2CID 212414679 .

[Ment2018-100] Мент, Кристо; и др. (2018). «Лачевые скорости проекта N2K: шесть новых планет-гигантов с холодным газом, вращающихся вокруг HD 55696, HD 98736, HD 148164, HD 203473 и HD 211810» . Астрономический журнал . 156 (5). 213. arXiv : 1809.01228 . Бибкод : 2018AJ....156..213M . дои : 10.3847/1538-3881/aae1f5 . S2CID 119243619 .

[FOOTNOTEExoplanet_Encyclopedia_HD_43691_b-101] Энциклопедия экзопланет HD 43691 b .

[Grieves_et_al_2018-102] Гривс, Н.; и др. (декабрь 2018 г.). «Хемокинематика Млечного Пути по данным обзора SDSS-III MARVELS» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 481 (3): 3244–3265. arXiv : 1803.11538 . Бибкод : 2018MNRAS.481.3244G . дои : 10.1093/mnras/sty2431 .

[FOOTNOTEExoplanet_Encyclopedia_HD_49674_b-103] Энциклопедия экзопланет HD 49674 b .

[Butler2003-104] Батлер, Р. Пол; и др. (2003). «Семь новых планет Кека, вращающихся вокруг карликов G и K» . Астрофизический журнал . 582 (1): 455–466. Бибкод : 2003ApJ...582..455B . CiteSeerX 10.1.1.7.6988 . дои : 10.1086/344570 . S2CID 17608922 .

[Shporer2009-105] Jump up to: ^а ^б Шпорер, Ави; и др. (2009). «HAT-P-9b: планета с низкой плотностью, проходящая через умеренно тусклую звезду F». Астрофизический журнал . 690 (2): 1393–1400. arXiv : 0806.4008 . Бибкод : 2009ApJ...690.1393S . дои : 10.1088/0004-637X/690/2/1393 . S2CID 930937 .

[FOOTNOTEExoplanet_Encyclopedia_HAT-P-9_b-106] Энциклопедия экзопланет HAT-P-9 b .

[Beatty2012-107] Jump up to: ^а ^б Битти, Томас Г.; и др. (2012). «KELT-2Ab: горячий Юпитер, проходящий через яркую (V = 8,77) главную звезду двойной системы». Письма астрофизического журнала . 756 (2). Л39. arXiv : 1206.1592 . Бибкод : 2012ApJ...756L..39B . дои : 10.1088/2041-8205/756/2/L39 . hdl : 1969.1/178896 . S2CID 119249005 .

[FOOTNOTECrossenRhemann2004177-108] Кроссен и Реманн 2004 , с. 177.

[FOOTNOTEHiggins1992-109] Jump up to: ^а ^б Хиггинс 1992 .

[FOOTNOTELevy200597–99-110] Леви 2005 , стр. 97–99.

[FOOTNOTEJenniskens2006175–178-111] Jump up to: ^а ^б ^с Дженнискенс 2006 , стр. 175–178.

[FOOTNOTEJenniskens200682-112] Jump up to: ^а ^б Дженнискенс 2006 , с. 82.

[FOOTNOTELevy2008117–118-113] Jump up to: ^а ^б Леви 2008 , стр. 117–118.

[FOOTNOTEJenniskensKemp2007-114] Дженнискенс и Кемп 2007 .

[FOOTNOTELunsford,_Activity-115] Лансфорд, Деятельность .

[FOOTNOTELunsford,_Showers-116] Лансфорд, Души .

[FOOTNOTELevy2008103–104-117] Леви 2008 , стр. 103–104.

[FOOTNOTELevy2008106-118] Леви 2008 , с. 106.

[FOOTNOTELevy2008119-119] Леви 2008 , с. 119.

[FOOTNOTEDubietisArlt2002-120] Дубиетис и Арльт 2002 .

[FOOTNOTEDrummond1982-121] Драммонд 1982 .

[FOOTNOTEMeng2002-122] Мэн 2002 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

[ 46 ]

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[ 58 ]

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]

[ 63 ]

[ 64 ]

[ 65 ]

[ 66 ]

[ 67 ]

[ 68 ]

[ 69 ]

[ 70 ]

[ 71 ]

[ 72 ]

[ 73 ]

[ 74 ]

[ 75 ]

[ 76 ]

[ 77 ]

[ 78 ]

[ 79 ]

[ 80 ]

[ 81 ]

[ 82 ]

[ 83 ]

[ 84 ]

[ 85 ]

[ 86 ]

[ 87 ]

[ 88 ]

[ 89 ]

[ 90 ]

[ 91 ]

[ 92 ]

[ 93 ]

[ 94 ]

[ 95 ]

[ 96 ]

[ 97 ]

[ 98 ]

[ 99 ]

[ 100 ]

[ 101 ]

Базы данных авторитетного контроля
International	VIAF
National	Germany