✖


Jump to content

Эпсилон Драйвер

Это хорошая статья. Нажмите здесь для получения дополнительной информации.
Эпсилон Драйвер
Расположение Возничего (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000 Равноденствие J2000
Созвездие Возничий
Прямое восхождение 05 час 01 м 58.129 с [ 1 ]
Склонение +43° 49′ 23.87″ [ 1 ]
Apparent magnitude  (V) 2.92 - 3.83 [ 2 ]
Характеристики
Спектральный тип F0 Iab (или II-III [ 3 ] ) + ~B5В
U-B Индекс цвета +0.30 [ 4 ]
B-V Индекс цвета +0.54 [ 4 ]
Тип переменной Алголь [ 5 ]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v ) −10.40 [ 6 ] км/с
Собственное движение (μ) ДАТА:   -0,86 ± 1,38 [ 1 ]  мас / ​
Декабрь:   −2,66 ± 0,75 [ 1 ]  мас / ​
Параллакс (р) 0,9879 ± 0,1792 но [ 7 ]
Расстояние 2000–4800 лир.
(600–1500 шт .) [ 8 ]
Абсолютная величина ( МВ ) -9.1 [ 9 ]
Орбита [ 10 ]
Период (П) 9 896,0 1,6 ± д.
Большая полуось (а) 18.1 +1.2
−1.3 [ 3 ]  В
Эксцентриситет (е) 0.227 ± 0.011
Наклон (я) 89 [ 3 ] °
Долгота узла (Ом) 264°
Периастровая эпоха (Т) MJD  34 723 ± 80
Аргумент периастра (ω)
(вторичный) 		39.2 ± 3.4 °
Полуамплитуда (К 1 )
(начальный) 		13,84 ± 0,23 км/с
Подробности
ε и А
Масса 2.2-15 [ 11 ]  M ☉
Радиус 143 – 358 [ 8 ]  R ☉
Светимость (болометрическая) 37,875 [ 12 ]  L ☉
Поверхностная сила тяжести (log g ) ≲ 1.0 [ 3 ]  cgs
Температура 7,750 [ 3 ]  К
Скорость вращения ( v sin i ) 54 [ 13 ] км/с
ε и B
Масса 6 – 14 [ 11 ]  M ☉
Радиус 3.9 ± 0.4 [ 3 ]  R ☉
Поверхностная сила тяжести (log g ) 4.0 [ 3 ]  cgs
Температура 15,000 [ 3 ]  К
Другие обозначения
Алмааз, Аль-Анз, ε Aur, 7 Aur , BD +43°1166, FK5 183, HD 31964, HIP 23416, HR 1605, SAO 39955 [ 14 ]
Источники данных:
Каталог Гиппархов ,
Каталог ярких звезд (5-е изд.) ,
9-й Каталог спектроскопических бинарных орбит,
Переменный звездный индекс (VSX)
Ссылки на базы данных
СИМБАД данные

Эпсилон Возничего ( ε Aurigae , сокращенно Эпсилон Аур , ε Aur ) — система в северном созвездии Возничего множественная звёздная , возничего. Это необычная затменно-двойная система, состоящая из F0 сверхгиганта (официально называемого Алмааз / æ l ˈ m ɑː z / , традиционное название системы) и компаньона, который, как принято считать, представляет собой огромный темный диск, вращающийся вокруг неизвестного объекта, возможно, двойная система из двух небольших звезд B-типа . Расстояние до системы до сих пор является предметом споров, но данные космического корабля Gaia составляет около 3300 показывают, что ее расстояние от Земли световых лет.

Впервые заподозрили, что Эпсилон Возничего является переменной звездой, когда немецкий астроном Иоганн Генрих Фрич наблюдал ее в 1821 году. Более поздние наблюдения Эдуарда Хейса и Фридриха Вильгельма Аргеландера усилили первоначальные подозрения Фрича и привлекли внимание к звезде. Ганс Людендорф , однако, был первым, кто изучил его очень подробно. Его работа показала, что система представляет собой затменную бинарную переменную, звезду, которая тускнеет, когда ее партнер затмевает ее свет.

Примерно каждые 27 лет яркость Эпсилон Возничего падает с видимой визуальной величины +2,92 до +3,83. Такое затемнение длится 640–730 дней. Помимо этого затмения, в системе также наблюдается пульсация малой амплитуды с непостоянным периодом около 66 дней.

Затменный спутник Эпсилона Возничего стал предметом многочисленных споров, поскольку объект излучает не так много света, как ожидается для объекта его размера. По состоянию на 2008 год наиболее популярной моделью этого объекта-компаньона является двойная звездная система, окруженная массивным непрозрачным пылевым диском; теории, предполагающие, что объект представляет собой большую полупрозрачную звезду или черную дыру, с тех пор были отвергнуты.

Номенклатура

[ редактировать ]

ε Aurigae ( латинизированное название Epsilon Aurigae ) — это системное обозначение Байера . Он также носит обозначение Флемстида 7 Aurigae . Она указана в нескольких каталогах звезд как ADS 3605 A, CCDM J05020+4350A и WDS J05020+4349A.

Ричард Хинкли Аллен сообщил, что оксфордский ученый Томас Хайд записал традиционное имя Алмааз в своем переводе каталога Улугбека 1665 года , которое он отождествил с арабским Аль Мааз «козлом», соответствующим имени звезды Капелла (лат. «козочка»). Написание Аллена соответствует множественному числу المعز al-ma'az «козы». Аллен также сообщил, что средневековый персидский астроном Закария аль-Казвини знал его как Аль-Анз . [ 15 ] Птолемей в « Альмагесте» сказал, что звезда отмечала левый локоть возничего. [ 16 ]

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN). [ 17 ] каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. Для таких названий, относящихся к членам нескольких звездных систем , и если буква компонента (например, из Вашингтонского каталога двойных звезд ) явно не указана, WGSN утверждает, что имя следует понимать как относящееся к самому яркому компоненту по визуальной яркости. [ 18 ] WGSN утвердила имя Алмааз в качестве самого яркого компонента этой системы 1 февраля 2017 года, и теперь оно включено в Список одобренных МАС звездных имен. [ 19 ]

На китайском языке 柱 ( Zù ) , что означает «Столпы» , относится к астеризму , состоящему из Эпсилон Возничего, Зета Возничего , Эта Возничего , Ипсилон Возничего , Ню Возничего , Тау Возничего , Хи Возничего и 26 Возничьих . [ 20 ] [ 21 ] Следовательно, китайское название самого Эпсилона Возничего — 柱一 ( Zù yī , «Первая звезда столпов»). [ 22 ]

История наблюдений

[ редактировать ]
Кривая блеска AAVSO, показывающая затмение Эпсилон Возничего в 2009–2011 гг.

Хотя звезду легко увидеть невооруженным глазом, наблюдения Иоганна Фрича 1821 года позволяют предположить, что он был первым, кто заметил, что система является переменной . В конце концов, с 1842 по 1848 год немецкий математик Эдуард Хейс и прусский астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер начали наблюдать его раз в несколько лет. Данные Хейса и Аргеландера показали, что к 1847 году звезда стала значительно тусклее, привлекая в тот момент все внимание обоих мужчин. Эпсилон Возничего значительно посветлел и к сентябрю следующего года вернулся в «нормальное состояние». [ 23 ] Поскольку это привлекало все больше внимания, собиралось все больше и больше данных. Данные наблюдений показали, что яркость Эпсилона Возничьего не только менялась в течение длительного периода, но и испытывала кратковременные изменения. Более поздние затмения произошли между 1874 и 1875 годами и, почти тридцать лет спустя, между 1901 и 1902 годами. [ 23 ]

Ганс Людендорф , который также наблюдал Эпсилон Возничьего, был первым, кто провел детальное исследование звезды. В 1904 году он опубликовал в журнале Astronomische Nachrichten статью под названием Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae («Исследования изменений света Эпсилона Возничего»), в которой предположил, что эта звезда является переменной Алголя и затменно-двойной системой . [ 23 ]

Первая гипотеза, выдвинутая в 1937 году астрономами Герардом Койпером , Отто Струве и Бенгтом Стрёмгреном , предполагала, что Эпсилон Возничего представлял собой двойную звездную систему, содержащую сверхгиганта F2 и чрезвычайно холодную «полупрозрачную» звезду, которая могла бы полностью затмить своего компаньона. Однако затменная звезда будет рассеивать свет, излучаемый ее затменным спутником, что приведет к наблюдаемому уменьшению звездной величины. Рассеянный свет будет обнаружен на Земле как звезда, видимая невооруженным глазом, хотя этот свет будет значительно тусклее. В 1940 году Сергей Гапошкин дал оценку радиуса полупрозрачной звезды порядка ~2400 R☉ , что сделало бы ее самой крупной из известных звезд . По другим оценкам радиус предполагаемой звезды достигал 3000 R ☉ . [ 24 ] Однако в 1954 году Гапошкин дал разные оценки радиусов более яркого и крупного компонента: 1280 R ☉ для желтого сверхгиганта (сопоставимо с HR 5171 , кандидатом в крупнейшую из известных звезд желтого гипергиганта ) и 512 R ☉ для предварительный более темный компонент. [ 25 ]

В 1961 году итальянский астрофизик Маргарита Хак предположила, что вторичная звезда была горячей звездой, окруженной оболочкой из материала, который и был ответственен за затмение, после наблюдения ее во время затмения 1955-57 годов. [ 26 ]

Астроном Су-Шу Хуанг опубликовал в 1965 году статью, в которой обрисовал недостатки модели Койпера-Струве-Стремгрена и предположил, что компаньон представляет собой большую дисковую систему, видимую с Земли с ребра. Роберт Уилсон в 1971 году предположил, что в диске находится «центральное отверстие», что является возможной причиной внезапного увеличения яркости системы в середине затмения. В 2005 году система наблюдалась в ультрафиолете с помощью прибора Far Ultraviolet Spectroscope Explorer (FUSE); поскольку звездная система не излучала энергию со скоростью, характерной для таких объектов, как двойная система нейтронной звезды Циркул X-1 или двойная система черная дыра Лебедь X-1 , ожидается, что объект, занимающий центр диска, не будет чем-то вроде сортировать; напротив, новая гипотеза предполагает, что центральный объект на самом деле является звездой типа B5. [ 23 ] [ 27 ]

Другая гипотеза астрономов Аластера Кэмерона и Ричарда Стотерса утверждает, что спутником Эпсилона Возничего А является черная дыра , поглощающая твердые частицы из сумеречного облака, которые обходят его горизонт событий и испускают инфракрасный свет, обнаруженный с Земли . [ 28 ] С тех пор эта гипотеза была признана устаревшей и отвергнута.

Эпсилон Возничего был объектом наблюдения наблюдателей Международного года астрономии с 2009 по 2011 год, то есть три года, которые совпали с его последним затмением. [ 29 ]

Природа системы

[ редактировать ]
Яркая звезда класса F и звезда-компаньон класса B в окружении пыльного диска (впечатление художника)

Природа системы Эпсилон Возничего неясна. Давно известно, что она состоит как минимум из двух компонентов, которые каждые 27 лет претерпевают периодические затмения с необычным плоским дном затемнения. Ранние объяснения с использованием исключительно больших диффузных звезд, черных дыр и странных дисков в форме пончика больше не принимаются. В настоящее время есть два основных объяснения, которые могут объяснить известные наблюдаемые характеристики: модель большой массы, в которой главным является желтый сверхгигант с массой около 15 M ☉ ; и модель малой массы, где главная звезда имеет размер около 2 M ☉ и менее яркая развитая звезда. [ 11 ]

Вариации модели большой массы всегда были популярны, поскольку главная звезда, по всей видимости, является большой звездой-сверхгигантом. Спектроскопически это ранний F или поздний A с классом светимости Ia или Iab. Оценки расстояния постоянно приводят к ожидаемой светимости яркого сверхгиганта , хотя опубликованные значения расстояния сильно различаются. Измерение параллакса Hipparcos имеет погрешность, равную самому значению, поэтому полученное расстояние, вероятно, будет варьироваться от 355 до 4167 парсеков . [ 11 ] Параллакс Gaia Data Release 2 несколько более точен и дает расстояние 1350 ± 350 световых лет , что ближе к нижнему пределу оценок, полученных другими методами. [ 1 ] Третий выпуск данных Gaia предполагает большее расстояние — 1062 парсека, или 3460 световых лет. [ 30 ] Основная проблема модели с большой массой заключается в природе вторичной звезды, которая согласно известной функции массы должна иметь массу, сравнимую с первичной, что противоречит наблюдениям, в которых она появляется как звезда главной последовательности B-типа . Вторичная может быть тесной двойной системой, состоящей из двух звезд главной последовательности меньшей массы, или более сложной системой. [ 3 ]

Модель малой массы, популяризированная проектом Citizen Sky, предполагает, что главная звезда представляет собой развитую асимптотическую звезду гигантской ветви с размером 2–4 M ☉ . Это основано на более низких оценках расстояния и светимости, чем в большинстве наблюдений. Звезда была бы необычно большой и яркой звездой-гигантом для данной массы, возможно, в результате очень большой потери массы. Чтобы соответствовать наблюдаемым затмениям и орбитальным данным, вторичная звезда представляет собой довольно обычную звезду главной последовательности B размером около 6 M ☉, погруженную в толстый диск, видимый почти с ребра. [ 3 ]

Сама орбита теперь довольно хорошо определена. [ 3 ] наклонен под углом более 87 градусов к Земле. Первичная и вторичная части находятся на расстоянии около 35 а.е. друг от друга (в модели большой массы). [ 11 ] что дальше, чем планета Нептун от Солнца . [ 31 ] В модели малой массы расстояние составляет всего 18 а.е. [ 3 ]

Видимый компонент

[ редактировать ]
Система ε Возничего во время затмения (впечатление художника)

Видимый компонент, Эпсилон Возничего A, представляет собой полуправильную пульсирующую постасимптотическую звезду ветви гигантов, принадлежащую спектральному классу F0. [ 23 ] Эта звезда F-типа в 37 875 раз ярче Солнца, но надежные источники значительно различаются в оценках обеих величин. [ 12 ] Его угловой диаметр был измерен на уровне 2,22 ± 0,1 мс , физический размер будет зависеть от расстояния. Предполагая расстояния от 600 до 1500   парсеков , радиус варьируется от 143 до 358 R ☉ с использованием углового диаметра. [ 12 ] Если бы звезда находилась в положении Солнца, она охватывала бы Меркурий (наименьший радиус) и Марс (наименьший радиус). Звезды F-типа, такие как Эпсилон Возничего, имеют тенденцию светиться белым и иметь сильные линии поглощения ионизированного кальция и слабые линии поглощения водорода; будучи классом выше Солнца (звезда G-типа), звезды F-типа обычно горячее, чем звезды, подобные Солнцу. [ 32 ] Другие звезды F-типа включают главную звезду Проциона , самую яркую звезду в созвездии Малого Пса . [ 33 ]

Сверхгигант пульсирует, демонстрируя небольшие изменения своей яркости и спектральных линий. Пульсациям даны периоды 67 и 123 дня. [ 34 ] с амплитудой около 0,05 звездной величины. [ 8 ] Профили многих спектральных линий демонстрируют изменения, которые можно было бы ожидать от пульсирующего сверхгиганта, но неясно, имеют ли они тот же период, что и изменения блеска. небольшое изменение эффективной температуры фотосферы . может наблюдаться По мере пульсации звезды [ 35 ]

Затмевающий компонент

[ редактировать ]

Затменная компонента излучает сравнительно незначительное количество света и не может быть непосредственно видна в видимом свете. Однако в центре объекта была обнаружена нагретая область. Широко распространено мнение, что это пыльный диск, окружающий главной последовательности звезду класса B. Моделирование спектрального распределения энергии ε Возничего в целом дает наилучшее соответствие звезде B5V в центре диска. Такая звезда имела бы массу около 5,9 M ☉ . Наблюдаемая орбита, предполагающая довольно нормальный сверхгигант F-типа для главной звезды, требует вторичного с массой более 13 M ☉ . Модель с малой массой допускает вторичную обмотку 5,9 M ☉ и поэтому также требует первичной обмотки малой массы. Модель большой массы допускает наличие главного сверхгиганта нормальной массы и приводит доводы в пользу пары звезд B-типа или необычной одиночной звезды с большей массой. [ 3 ]

Диск вокруг вторичной звезды имеет ширину 3,8 а.е., толщину 0,475 а.е. и блокирует около 70% проходящего через него света, что позволяет видеть некоторое количество света от главной звезды даже во время затмений. Он излучает как черное тело с температурой 550 К. [ 3 ] Затмение 2009–2011 годов хорошо наблюдалось, и массив CHARA смог напрямую отобразить форму диска в силуэте. По прогнозам, вторичное затмение произойдет в 20 декабря 2025 года – 29 марта 2028 года. [ 8 ]

Наблюдение

[ редактировать ]
"звездная карта переменного драйвера эпсилон"
Сравнительная таблица ε Возничего: пронумерованные звезды — это звезды сравнения , а цифры обозначают яркость звезды сравнения в звездных величинах (обычно без десятичной точки, которую можно спутать со звездой).

Звезду легко найти из-за ее яркости и очевидной близости к звезде Капелла . Это вершина равнобедренного треугольника, образующего «нос» созвездия Возничего. Звезда достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть из большинства городских мест с умеренным уровнем светового загрязнения .

Наблюдатели визуальных переменных звезд оценивают ее яркость, сравнивая ее яркость с яркостью близлежащих звезд с известным значением блеска. Это можно сделать путем интерполяции яркости переменной между двумя звездами сравнения или путем индивидуальной оценки разницы звездных величин между переменной и несколькими различными сравнениями. Повторение наблюдений в разные ночи позволяет построить кривую блеска, показывающую изменение яркости звезды. На практике оценки визуальных переменных звезд, полученные от многих наблюдателей, статистически объединяются для получения более точных результатов. [ 36 ]

Гражданин Скай

[ редактировать ]

Национальный научный фонд предоставил AAVSO трехлетний грант для финансирования гражданского научного проекта, построенного вокруг затмения 2009–2011 годов. [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ] Проект под названием Citizen Sky . [ 40 ] организовал и обучил участников наблюдать за затмением и сообщать свои данные в центральную базу данных. Кроме того, участники помогли проверить и проанализировать данные, одновременно проверяя свои собственные теории и публикуя оригинальные исследовательские статьи в рецензируемом астрономическом журнале. Тематический выпуск журнала AAVSO был посвящен статьям об Эпсилоне Возничего из этого проекта.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Jump up to: а б с д и Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). « Выпуск данных Gaia 2: Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  2. ^ «Переменный звездный индекс (VSX)» . Проверено 25 августа 2009 г.
  3. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м н Хоард, Д.В.; Хауэлл, SB; Стенсель, Р.Э. (май 2010 г.). «Укрощение невидимого монстра: ограничения системных параметров для эпсилона Возничьего от дальнего ультрафиолета до среднего инфракрасного». Астрофизический журнал . 714 (1): 549–560. arXiv : 1003.3694 . Бибкод : 2010ApJ...714..549H . дои : 10.1088/0004-637X/714/1/549 . S2CID   16964306 .
  4. ^ Jump up to: а б Лутц, Т.Э.; Лутц, Дж. Х. (июнь 1977 г.). «Спектральная классификация и UBV-фотометрия ярких визуальных двойных звезд» . Астрономический журнал . 82 : 431–434. Бибкод : 1977AJ.....82..431L . дои : 10.1086/112066 .
  5. ^ 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 : Б/гквс. Бибкод : 2009yCat....102025S .
  6. ^ 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 .
  7. ^ Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (2021). « Ранние данные Gaia , выпуск 3: Краткое изложение содержания и свойств исследования» . Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID   227254300 . (Ошибка: дои : 10.1051/0004-6361/202039657e ) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  8. ^ Jump up to: а б с д Клоппенборг, Британская Колумбия; Стенсель, Р.Э.; Моннье, доктор медицинских наук; Шефер, Г.Х.; Барон, Ф.; Тайкнер, К.; Завала, РТ; Хаттер, Д.; Чжао, М.; Че, Х.; Тен Бруммелаар, штат Техас; Фаррингтон, CD; Паркс, Р.; Макалистер, штат Ха; Штурманн Дж.; Штурманн, Л.; Саллаве-Голдфингер, П.Дж.; Тернер, Н.; Педретти, Э.; Тюро, Н. (2015). «Интерферометрия ɛ Возничего: характеристика асимметричного затменного диска». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 220 (1): 14. arXiv : 1508.01909 . Бибкод : 2015ApJS..220...14K . дои : 10.1088/0067-0049/220/1/14 . S2CID   118575419 .
  9. ^ Гинан, EF; Майер, П.; Харманек, П.; Божич, Х.; Брож, М.; Немравова, Ю.; Энгл, С.; Слехта, М.; Заще, П.; Вольф, М.; Корчакова, Д.; Джонстон, К. (2012). «Большое расстояние эпсилон Возничего от межзвездного поглощения и покраснения» . Астрономия и астрофизика . 546 : А123. Бибкод : 2012A&A...546A.123G . дои : 10.1051/0004-6361/201118567 .
  10. ^ Стефаник, Роберт П.; и др. (март 2010 г.). «Эпсилон Возничего: улучшенное спектроскопическое орбитальное решение». Астрономический журнал . 139 (3): 1254–1260. arXiv : 1001.5011 . Бибкод : 2010AJ....139.1254S . дои : 10.1088/0004-6256/139/3/1254 . S2CID   59399211 .
  11. ^ Jump up to: а б с д и Павел Чадима; Петр Харманец; Беннетт; Брайан Клоппенборг; Роберт Стенсель; Стивенсон Янг; Хрвое Божич; Мирослав Слехта; Ленка Коткова (2011). «Спектральный и фотометрический анализ затменного бинарного эпсилон Возничего до и во время затмения 2009-2011 годов» . Астрономия и астрофизика . 530 (530): А146. arXiv : 1105.0107 . Бибкод : 2011A&A...530A.146C . дои : 10.1051/0004-6361/201116739 . S2CID   113401053 .
  12. ^ Jump up to: а б с Холе, ММ; Нойхойзер, Р.; Шутц, Б.Ф. (апрель 2010 г.). «Массы и светимости звезд O- и B-типов и красных сверхгигантов». Астрономические Нахрихтен . 331 (4): 349. arXiv : 1003.2335 . Бибкод : 2010AN....331..349H . дои : 10.1002/asna.200911355 . S2CID   111387483 . Примечание: просмотрите онлайн-данные и введите номер HIP для яркости. Масса заменена Hoard et al. (2011).
  13. ^ Ройер, Ф.; и др. (октябрь 2002 г.). «Скорости вращения звезд А-типа в северном полушарии. II. Измерение v sin i». Астрономия и астрофизика . 393 (3): 897–911. arXiv : astro-ph/0205255 . Бибкод : 2002A&A...393..897R . дои : 10.1051/0004-6361:20020943 . S2CID   14070763 .
  14. ^ "eps Aur — Затменная двойная система типа Алголя (отдельная)" . SIMBAD Астрономическая база данных . Проверено 18 июля 2012 г.
  15. ^ Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их знания и значение . Публикации Courier Dover. стр. 83–92 . ISBN  978-0-486-21079-7 .
  16. ^ Ридпат, Ян. «Звездные сказки: Возничего» . Проверено 1 июля 2021 г.
  17. ^ Мамаек, Эрик; Гарсия, Беатрис; Хамахер, Дуэйн; Монмерль, Тьерри; Пасачофф, Джей; Ридпат, Ян; Сунь, Сяочунь; ван Гент, Роберт (2016). «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Проверено 31 марта 2017 г.
  18. ^ «Бюллетень Рабочей группы МАС по звездным именам, № 2» (PDF) . Проверено 16 декабря 2017 г.
  19. ^ «Именование звезд» . IAU.org . Проверено 16 декабря 2017 г.
  20. ^ Чэнь Цзюджин (2005). Китайская мифология гороскопа [ Китайская мифология гороскопа ] (на китайском языке) Wunan Book Publishing Co., Ltd. ISBN.  978-986-7332-25-7 .
  21. ^ Ридпат, Ян. «Аурига: Китайские ассоциации» . Проверено 1 ноября 2020 г.
  22. ^ « Китайско-британская сравнительная таблица Bright Star» (на китайском языке) Музей космонавтики Гонконга. Архивировано из оригинала 25 октября 2008 г. Проверено 23 ноября 2010 г.
  23. ^ Jump up to: а б с д и Хопкинс, Джеффри Л.; Стенсель, Роберт Э. (2007). «Недавняя UBVJH-фотометрия эпсилона Возничьего». arXiv : 0706.0891 [ астроф-ф ].
  24. ^ Галактика v23n06 (1965 08) .
  25. ^ Гапошкин, Сергей (1954). «Эпсилон Возничего» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 66 (390): 112–119. Бибкод : 1954PASP...66..112G . дои : 10.1086/126672 . ISSN   0004-6280 . JSTOR   40651933 .
  26. ^ Хак, Маргарита (1962). «Новое объяснение двойной системы ε Возничего». Memorie della Società Astronomia Italiana 32 : 351–64. Бибкод : 1962MmSAI..32..351H .
  27. ^ «Таблица свойств системы (Citizen Sky)» . Архивировано из оригинала 11 января 2016 г.
  28. ^ Радость познания , том. 17, стр. 987.
  29. ^ «Гражданская наука: Международный год астрономии» (PDF) . Международный год астрономии . Американское астрономическое общество . 2008. Архивировано из оригинала (PDF) 5 декабря 2008 года . Проверено 13 января 2009 г.
  30. ^ Бэйлер-Джонс, Калифорния; Рыбицкий, Дж.; Фуэно, М.; Демляйтнер, М.; Андре, Р. (01 марта 2021 г.). «Оценка расстояний по параллаксам. V: Геометрические и фотогеометрические расстояния до 1,47 миллиарда звезд в выпуске 3 ранних данных Gaia» . Астрономический журнал . 161 (3): 147. arXiv : 2012.05220 . Бибкод : 2021AJ....161..147B . дои : 10.3847/1538-3881/abd806 . ISSN   0004-6256 . Данные об этой звезде можно увидеть здесь .
  31. ^ «Уран: факты и цифры» . Исследование Солнечной системы . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства . 2007. Архивировано из оригинала 15 декабря 2003 г. Проверено 3 января 2009 г.
  32. ^ «Звездная спектральная классификация» . Гиперфизика . Государственный университет Джорджии . 2001 . Проверено 18 декабря 2008 г.
  33. ^ «Запись в базе данных для Procyon AB» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных. 2008 год . Проверено 18 декабря 2008 г.
  34. ^ Поравнов И.С.; Гринин, ВП (2013). «Спектральные наблюдения ɛ aurigae во время затмения 2009–2011 гг.». Астрономические отчеты . 57 (12): 991–1000. arXiv : 1309.0370 . Бибкод : 2013ARep...57..991P . дои : 10.1134/S1063772914010041 . S2CID   118071485 .
  35. ^ Гриффин, Р. Элизабет; Стенсель, Роберт Э. (2013). «Объединение современных и исторических спектров ϵ Возничего: свойства компонентов системы и открытие потока массопереноса» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 125 (929): 775–792. Бибкод : 2013PASP..125..775G . дои : 10.1086/671781 .
  36. ^ «Приманка переменных звезд» . Небо и телескоп . 29 июля 2006 г. Проверено 7 июля 2017 г.
  37. ^ Леггетт, Хэдли (24 августа 2009 г.). «Wired.com: Достигните гражданского неба» . Проверено 25 августа 2009 г.
  38. ^ «Astronomy.com: Citizen Sky исследует Эпсилон Возничего» . Проверено 25 августа 2009 г.
  39. ^ «Международный год астрономии: Citizen Sky приглашает общественность помочь разгадать звездную тайну» . Проверено 25 августа 2009 г.
  40. ^ «Трехлетний гражданский научный проект Citizen Sky, посвященный Эпсилону Возничего» . ААВСО. Архивировано из оригинала 1 декабря 2016 г. Проверено 18 февраля 2018 г.
[ редактировать ]

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Epsilon_Aurigae&oldid=1240778785"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 733109ce20029b129364f9771d9d5d99__1723092240
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/73/99/733109ce20029b129364f9771d9d5d99.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Epsilon Aurigae - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)