stringtranslate.com

Ипсилон Андромеды

Ипсилон Андромеды ( υ Andromedae , сокращённо Ипсилон And , υ And ) — двойная звезда, расположенная в 44 световых годах от Земли в созвездии Андромеды . Система состоит из звезды главной последовательности F-типа (обозначается υ Andromedae A, официально именуемой на языке амазигов Титавин / tɪtəˈw iːn / ) и меньшего красного карлика .

По состоянию на 2015 год три экзопланеты (обозначенные как Upsilon Andromedae b , c , d ; названные соответственно Saffar, Samh и Majriti) предположительно вращаются вокруг υ Andromedae A. Все три, вероятно, являются планетами-гигантами , сопоставимыми по размеру с Юпитером . Это была как первая система с несколькими планетами, обнаруженная вокруг звезды главной последовательности , так и первая система с несколькими планетами, известная в системе с несколькими звездами .

Номенклатура

υ Andromedae ( латинизировано как Upsilon Andromedae ) — обозначение системы по Байеру . Согласно правилам наименования объектов в двойных звездных системах, два компонента обозначаются A и B. [13] Согласно тем же правилам, первая обнаруженная планета, вращающаяся вокруг υ Andromedae A, должна обозначаться υ Andromedae Ab. Хотя эта более формальная форма иногда используется, чтобы избежать путаницы со вторичной звездой υ Andromedae B, ее чаще называют υ Andromedae b. Другие обнаруженные планеты были обозначены υ Andromedae c, d и e в порядке их открытия.

В июле 2014 года Международный астрономический союз (МАС) запустил NameExoWorlds — процесс присвоения собственных имен определенным экзопланетам и их звездам-хозяевам. [14] Процесс включал публичное выдвижение и голосование за новые имена. [15] В декабре 2015 года МАС объявил победившими именами: Титавин для υ Андромеды A и Саффар, Самх и Маджрити для трех ее планет (b, c и d соответственно). [16]

Победившие имена были представлены Астрономическим клубом Вега из Марокко . Звезда названа в честь берберского имени Титтавин , ⵜⵉⵟⵟⴰⵡⵉⵏ, марокканского города Тетуан и тунисского города Татауин , старые кварталы обоих городов считаются объектами Всемирного наследия ЮНЕСКО . Планеты чтят астрономов 10-го и 11-го веков Ибн аль-Саффара , Ибн аль-Самха и Масламу аль-Маджрити из мусульманской Испании . [17]

В 2016 году МАС организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [18] для каталогизации и стандартизации собственных названий звезд. В своем первом бюллетене от июля 2016 года [19] WGSN явно признала названия экзопланет и их звезд-хозяев, одобренные Рабочей группой Исполнительного комитета по публичному именованию планет и планетарных спутников, включая названия звезд, принятые в ходе кампании NameExoWorlds 2015 года. Эта звезда теперь внесена в Каталог названий звезд МАС. [12]

На китайском языке天大將軍( Tiān Dà Jiāng Jūn ), что означает «Великий Генерал Небес », относится к астеризму, состоящему из Ипсилона Андромеды, Гаммы Андромеды , Фи Персея , 51 Андромеды , 49 Андромеды , Хи Андромеды , Тау Андромеды , 56 Андромеды , Беты Треугольников. , Гамма Треугольников и Дельта Треугольников . Следовательно, китайское название самого Ипсилона Андромеды —天大將軍六( Tiān Dà Jiāng Jūn liù , англ.: Шестая Звезда Великого Генерала Небес ). [20]

Звездная система

Ипсилон Андромеды расположен довольно близко к Солнечной системе : параллакс Ипсилон Андромеды A был измерен астрометрическим спутником Gaia и составил 74,19 угловых миллисекунд , что соответствует расстоянию 13,49 парсека (44 световых года ). [1] Ипсилон Андромеды A имеет видимую звездную величину +4,09, что делает ее видимой невооруженным глазом даже при умеренном освещении, примерно в 10 градусах к востоку от галактики Андромеды .

В Каталоге компонентов двойных и кратных звезд и в Вашингтонском каталоге двойных звезд (WDS) указаны две звезды-компаньона: UCAC3 263-13722 со звездной величиной 12,6 на расстоянии 110 дюймов, указанная как компонент B; и звезда F2 со звездной величиной 10,3 TYC 2822-2067-1 на расстоянии 280 дюймов, указанная как компонент C. [21]

Более тусклая и близкая звезда, открытая в 2002 году, ошибочно упоминается в статье об открытии как υ Andromedae B, хотя это обозначение также используется для другого компаньона. Этот красный карлик 13-й величины находится в 55" от υ Andromedae A и, как полагают, является единственным физически связанным компаньоном, на том же расстоянии и спроецированным разделением750  AU . Он был добавлен в WDS как компонент D. [21]

Ипсилон Андромеды А

Upsilon Andromedae A — желто-белый карлик спектрального типа F8V, похожий на Солнце, но более молодой, более массивный и более яркий . Согласно записи в обзоре Женева-Копенгаген, звезда имеет возраст около 3,1 миллиарда лет и имеет такую ​​же пропорцию железа относительно водорода , как и Солнце. [22] При массе около 1,3 солнечных она будет иметь более короткую продолжительность жизни, чем Солнце. Количество ультрафиолетового излучения, получаемое любыми планетами в обитаемой зоне звезды, будет аналогично потоку ультрафиолета, который Земля получает от Солнца. [23]

Рентгеновское излучение Upsilon Andromedae A низкое для звезды такого спектрального класса. Это означает, что звезда может выходить или скоро выйдет из главной последовательности и расширить свой радиус, став красным гигантом . Это согласуется с верхними пределами возраста этой звезды. [24]

Ипсилон Андромеды А заняла 21-е место в списке 100 лучших целевых звезд для отмененной миссии НАСА по поиску планет земного типа . [25]

Звезда вращается под углом наклона58+9
−7градусы относительно Земли. [11]

Ипсилон Андромеды B

Красный карлик-компаньон имеет спектральный тип M4.5V и расположен на проецируемом расстоянии 750 а.е. от главной звезды. Истинное расстояние между двумя звездами неизвестно, поскольку смещение вдоль линии визирования между Землей и звездами Ипсилон Андромеды неизвестно, поэтому это значение является минимальным расстоянием. Исходя из его движения в пространстве, это обычный спутник собственного движения главной звезды. Он был обнаружен в 2002 году в данных, собранных в рамках 2MASS . [ 5] Звезда менее массивна и гораздо менее ярка, чем Солнце, и ее возраст, по-видимому, соответствует возрасту системы. [24]

Планетная система

Самая внутренняя планета системы Upsilon Andromedae была открыта в 1996 году и объявлена ​​в январе 1997 года, вместе с планетой Tau Boötis и самой внутренней планетой 55 Cancri . [29] Открытие было сделано Джеффри Марси и Р. Полом Батлером , астрономами из Университета штата Сан-Франциско . Планета, обозначенная как Upsilon Andromedae b , была обнаружена путем измерения изменений в лучевой скорости звезды, вызванных гравитацией планеты . Из-за своей близости к родительской звезде она вызвала большое колебание, которое было обнаружено относительно легко. Планета, по-видимому, ответственна за повышенную активность в хромосфере своей звезды. [30]

Планеты созвездия Ипсилон Андромеды в представлении художника

Даже когда первая планета была принята во внимание, все еще оставались значительные невязки в измерениях лучевой скорости, и было высказано предположение, что на орбите может быть вторая планета. В 1999 году астрономы из Университета штата Сан-Франциско и Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики независимо друг от друга пришли к выводу, что модель из трех планет лучше всего соответствует данным. [31] Две внешние планеты были обозначены как Ипсилон Андромеды c и Ипсилон Андромеды d в порядке увеличения расстояния от звезды. Обе эти планеты находятся на более эксцентричных орбитах, чем любая из планет в Солнечной системе (включая Плутон ). [32] Ипсилон Андромеды d находится в обитаемой зоне системы . [23]

Орбитальные параметры этой трехпланетной системы полностью определены. Система не копланарна друг другу или вращению звезд, как в нашей Солнечной системе . [7] Самх, планета c, имеет орбиту, значительно наклоненную относительно орбит двух других, и с точки зрения Земли наклонена всего на 8 градусов от небесной сферы; когда она была впервые обнаружена, считалось, что ее масса близка всего к 2 массам Юпитера из-за сравнительно небольшого сигнала лучевой скорости. Моделирование показывает, что измеренная конфигурация планет действительно создает стабильные орбиты в течение по крайней мере 100 миллионов лет, где планеты b и d остаются примерно копланарными. Ожидается, что общая теория относительности будет иметь сильное влияние на планету b , поскольку она вращается на расстоянии всего ~0,05 а.е. от родительской звезды. Вместо этого апсиды планет c и d колеблются со временем; [27] Таким образом, орбита Upsilon Andromedae c возвращается к почти круговому состоянию каждые 9000 лет. Эксцентриситет этих планет мог возникнуть из-за близкого столкновения внешней планеты с четвертой планетой, в результате чего третья планета была выброшена из системы или уничтожена. [33] Такой механизм мог быть вызван возмущениями на орбите звезды-компаньона, которые возникают из-за близких столкновений с другими звездами и из-за приливного поля Млечного Пути . [34] Орбиты двух внутренних планет, по-видимому, сформированы приливными взаимодействиями, в то время как эволюция орбит c и d является вековой. [35]

Дополнительные планеты

Первоначально астрономы считали, что четвертая планета в этой системе существовать не может, поскольку это сделало бы планетную систему нестабильной и она была бы выброшена. [36] Но в 2007 году было сообщено о существовании островной области стабильности, где могла бы существовать четвертая планета. [37]

Существование других планет, слишком маленьких или удаленных для обнаружения, не исключается, хотя присутствие планет с массой Юпитера на расстоянии всего 5 а.е. от Ипсилон Андромеды A сделало бы систему нестабильной. [38] Однако в 2010 году была обнаружена потенциальная четвертая планета (Ипсилон Андромеды e). Эта планета, по-видимому, находится в резонансе 3:1 с Ипсилон Андромеды d. [39] Последующие исследования в 2011 и 2014 годах, хотя и обнаружили некоторые доказательства существования четвертой планеты, обнаружили большие несоответствия в расчетном орбитальном периоде Ипсилон Андромеды e в зависимости от того, какой набор данных использовался, [40] предполагая, что видимый планетарный сигнал, скорее всего, является инструментальным артефактом. [41] [42]

Если бы он существовал, то Ипсилон Андромеды e имел бы минимальную массу, немного превышающую массу Юпитера , и вращался бы по орбите на таком же расстоянии от Солнца, как и Юпитер,5.2456  AU по сравнению с5,2043 а.е. для Юпитера. Хотя определена только минимальная масса , поскольку наклонение пока неизвестно, его истинная масса может быть намного больше. Для того, чтобы совершить оборот вокруг звезды, потребуется более десятилетия. При эксцентриситете 0,00536 орбита планеты будет более круговой, чем у любой из планет Солнечной системы . [39]

У Ипсилон Андромеды, по-видимому, нет околозвездного пылевого диска, похожего на пояс Койпера в Солнечной системе. [43] Это может быть результатом возмущений от звезды-компаньона, удаляющей материал из внешних областей системы Ипсилон Андромеды A. [5]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ abc Красный карлик M4.5 имеет формальное обозначение υ And D, пронумерованное в порядке открытия, в множественных звездных каталогах, но упоминается как υ And B в статье об открытии.

Ссылки

  1. ^ abcdef Браун, AGA ; и др. (коллаборация Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Исправление:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  2. ^ Ван Белль, Жерар Т.; фон Браун, Каспар (2009). «Непосредственно определяемые линейные радиусы и эффективные температуры звезд-хозяев экзопланет». The Astrophysical Journal . 694 (2): 1085–1098. arXiv : 0901.1206 . Bibcode :2009ApJ...694.1085V. doi :10.1088/0004-637X/694/2/1085. S2CID  18370219.
  3. ^ abcde Brown, AGA ; et al. (сотрудничество Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Исправление:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  4. ^ Абт, Хельмут А. (2009). «MK Classifications of Spectroscopic Binaries». Серия приложений к астрофизическому журналу . 180 (1): 117–118. Bibcode :2009ApJS..180..117A. doi :10.1088/0067-0049/180/1/117. S2CID  122811461.
  5. ^ abcd Lowrance, Patrick J.; Kirkpatrick, J. Davy; Beichman, Charles A. (2002). «Далёкий звёздный компаньон в системе υ Андромеды». The Astrophysical Journal Letters . 572 (1): L79–L81. arXiv : astro-ph/0205277 . Bibcode : 2002ApJ...572L..79L. doi : 10.1086/341554. S2CID  7111977.
  6. ^ "NLTT 5367 - Звезда высокого собственного движения" . База данных астрономических объектов SIMBAD . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 20 мая 2009 г.
  7. ^ abcdefghijk МакАртур, Барбара Э.; и др. (2010). "Новые наблюдательные ограничения на систему υ Андромеды с данными с космического телескопа Хаббла и телескопа Хобби Эберли" (PDF) . The Astrophysical Journal . 715 (2): 1203. Bibcode :2010ApJ...715.1203M. doi :10.1088/0004-637X/715/2/1203. S2CID  120127162.
  8. ^ Нидевер, Дэвид Л.; Марси, Джеффри В.; Батлер, Р. Пол; Фишер, Дебра А.; Фогт, Стивен С. (2002). «Лучевые скорости для 889 звезд позднего типа». Серия приложений к астрофизическому журналу . 141 (2): 503–522. arXiv : astro-ph/0112477 . Bibcode : 2002ApJS..141..503N. doi : 10.1086/340570. S2CID  51814894.
  9. ^ abcd Фурманн, Клаус; Пфайффер, Михаэль Дж.; Бернкопф, Ян (август 1998 г.), «Звезды F- и G-типов с планетарными компаньонами: ипсилон Андромеды, ро (1) Рака, тау Волопаса, 16 Лебедя и ро Северной Короны», Астрономия и астрофизика , 336 : 942–952, Bibcode : 1998A&A...336..942F.
  10. ^ abcd Baines, Ellyn K.; Thomas Armstrong, J.; Clark, James H.; Gorney, Jim; Hutter, Donald J.; Jorgensen, Anders M.; Kyte, Casey; Mozurkewich, David; Nisley, Ishara; Sanborn, Jason; Schmitt, Henrique R. (ноябрь 2021 г.). "Угловые диаметры и фундаментальные параметры сорока четырех звезд по данным прецизионного оптического интерферометра ВМС". The Astronomical Journal . 162 (5): 198. arXiv : 2211.09030 . Bibcode : 2021AJ....162..198B. ​​doi : 10.3847/1538-3881/ac2431 . ISSN  0004-6256. S2CID  238998021.
  11. ^ ab Simpson, EK; et al. (ноябрь 2010 г.), «Периоды вращения звезд-хозяев экзопланет», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 408 (3): 1666–1679, arXiv : 1006.4121 , Bibcode : 2010MNRAS.408.1666S, doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17230.x , S2CID  6708869., как "HD 9826".
  12. ^ ab "Каталог звездных имен МАС" . Получено 28 июля 2016 г.
  13. ^ Харткопф, Уильям И.; Мейсон, Брайан Д. «Устранение путаницы в номенклатуре двойных звезд: Вашингтонский каталог множественности». Военно-морская обсерватория США . Архивировано из оригинала 2011-05-17 . Получено 2016-01-19 .
  14. ^ NameExoWorlds: Всемирный конкурс МАС по наименованию экзопланет и их звезд-хозяев. IAU.org. 9 июля 2014 г.
  15. ^ "NameExoWorlds The Process". Архивировано из оригинала 2015-08-15 . Получено 2015-09-05 .
  16. ↑ Опубликованы окончательные результаты публичного голосования NameExoWorlds, Международный астрономический союз, 15 декабря 2015 г.
  17. ^ "NameExoWorlds The Approved Names". Архивировано из оригинала 2018-02-01 . Получено 2016-01-17 .
  18. ^ "Рабочая группа МАС по названиям звезд (WGSN)" . Получено 22 мая 2016 г. .
  19. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по названиям звезд, № 1" (PDF) . Получено 28 июля 2016 г.
  20. ^ (на китайском языке) AEEA (Выставочная и образовательная деятельность в области астрономии) 天文教育資訊網 2006 — 7 月 10 日. Архивировано 16 июля 2011 г. в Wayback Machine.
  21. ^ ab Мейсон, Брайан Д.; Вайкофф, Гэри Л.; Харткопф, Уильям И. «Каталог двойных звезд Вашингтона». Военно-морская обсерватория США. Архивировано из оригинала 14.03.2016 . Получено 25.06.2012 .
  22. ^ Holmberg; et al. (2007). "Record 970". Geneva-Copenhagen Survey of Solar neighborhood . Получено 19 ноября 2008 г.
  23. ^ аб Буччино, Андреа П.; и др. (2006). «Ограничения ультрафиолетового излучения вокруг околозвездных обитаемых зон». Икар . 183 (2): 491–503. arXiv : astro-ph/0512291 . Бибкод : 2006Icar..183..491B. CiteSeerX 10.1.1.337.8642 . дои : 10.1016/j.icarus.2006.03.007. S2CID  2241081. 
  24. ^ ab Poppenhaeger, K.; Wolk, SJ (май 2014 г.). "Признаки влияния горячих юпитеров на вращение и активность их звезд-хозяев". Astronomy & Astrophysics . 565 : L1. arXiv : 1404.1073 . Bibcode :2014A&A...565L...1P. doi :10.1051/0004-6361/201423454. S2CID  55184357.
  25. ^ Маллен, Лесли (2 июня 2011 г.). «Ярость против умирания света». Журнал Astrobiology . Архивировано из оригинала 2011-06-04 . Получено 2011-06-07 .{{cite web}}: CS1 maint: unfit URL (link)
  26. ^ Лиги, Р.; и др. (2012). "Новое интерферометрическое исследование четырех звезд-хозяев экзопланет: θ Лебедя, 14 Андромеды, υ Андромеды и 42 Дракона". Астрономия и астрофизика . 545 : A5. arXiv : 1208.3895 . Bibcode : 2012A&A...545A...5L. doi : 10.1051/0004-6361/201219467. S2CID  10934982.
  27. ^ abc Pizkorz, D.; et al. (август 2017 г.). "Обнаружение водяного пара в тепловом спектре нетранзитного горячего юпитера Upsilon Andromedae b". The Astronomical Journal . 154 (2): 78. arXiv : 1707.01534 . Bibcode :2017AJ....154...78P. doi : 10.3847/1538-3881/aa7dd8 . S2CID  19960378.
  28. ^ Дейтрик, Рассел; Барнс, Рори; МакАртур, Барбара; Куинн, Томас Р.; Люгер, Родриго; Антонсен, Адриенна; Бенедикт, Г. Фриц (2014-12-18). "Трехмерная архитектура планетной системы Ипсилон Андромеды". The Astrophysical Journal . 798 (1): 46. arXiv : 1411.1059 . Bibcode :2015ApJ...798...46D. doi :10.1088/0004-637X/798/1/46. ISSN  1538-4357.
  29. ^ Батлер, Р. Пол и др. (1997). «Три новых 51 планеты типа Пегаса». The Astrophysical Journal Letters . 474 (2): L115–L118. Bibcode : 1997ApJ...474L.115B. doi : 10.1086/310444 .
  30. ^ Школьник, Э.; и др. (2005). «Горячие юпитеры и горячие пятна: краткосрочная и долгосрочная хромосферная активность звезд с гигантскими планетами». The Astrophysical Journal . 622 (2): 1075–1090. arXiv : astro-ph/0411655 . Bibcode : 2005ApJ...622.1075S. doi : 10.1086/428037. S2CID  119356064.
  31. ^ Батлер, Р. Пол и др. (1999). «Доказательства наличия нескольких спутников у υ Andromedae». The Astrophysical Journal . 526 (2): 916–927. Bibcode : 1999ApJ...526..916B. doi : 10.1086/308035 .
  32. ^ Батлер, РП; и др. (2006). «Каталог близких экзопланет». The Astrophysical Journal . 646 (1): 505–522. arXiv : astro-ph/0607493 . Bibcode : 2006ApJ...646..505B. doi : 10.1086/504701. S2CID  119067572.(веб-версия)
  33. ^ Форд, Эрик Б.; и др. (2005). «Рассеяние планета-планета в системе ипсилон Андромеды». Nature . 434 (7035): 873–876. arXiv : astro-ph/0502441 . Bibcode :2005Natur.434..873F. doi :10.1038/nature03427. PMID  15829958. S2CID  4324250.
  34. ^ Kaib, NA; Raymond, SN; Duncan, M. (январь 2013 г.). «Разрушение планетной системы галактическими возмущениями широких двойных звезд». Nature . 493 (7432): 381–384. arXiv : 1301.3145 . Bibcode :2013Natur.493..381K. CiteSeerX 10.1.1.765.6816 . doi :10.1038/nature11780. PMID  23292514. S2CID  4303714. 
  35. ^ Барнс, Рори; Гринберг, Ричард (2008). «Взаимодействие внесолнечных планет». Труды Международного астрономического союза . 3 : 469–478. arXiv : 0801.3226v1 . Bibcode : 2008IAUS..249..469B. doi : 10.1017/S1743921308016980. S2CID  17096607.
  36. ^ Форд, Эрик Б. и др. (2005). «Рассеяние планет в системе ипсилон Андромеды». Nature . 434 (7035): 873–876. arXiv : astro-ph/0502441 . Bibcode :2005Natur.434..873F. doi :10.1038/nature03427. PMID  15829958. S2CID  119496437.
  37. ^ Барнс, Рори; Гринберг, Ричард (2008). «Взаимодействия внесолнечных планет». Труды Международного астрономического союза . 3 : 469–478. arXiv : 0801.3226v1 . Bibcode : 2008IAUS..249..469B. doi : 10.1017/S1743921308016980. S2CID  17096607.
  38. ^ Лиссауэр, Дж.; Ривера, Э. (2001). «Анализ устойчивости планетной системы, вращающейся вокруг Андромеды. II. Моделирование с использованием новых подгонок обсерватории Лик». The Astrophysical Journal . 554 (2): 1141–1150. Bibcode :2001ApJ...554.1141L. doi : 10.1086/321426 .
  39. ^ ab Curiel, S.; et al. (2011). "Четвертая планета, вращающаяся вокруг υ Андромеды". Астрономия и астрофизика . 525 : A78. Bibcode : 2011A&A...525A..78C. doi : 10.1051/0004-6361/201015693 .
  40. ^ Туоми, М.; Пинфилд, Д.; Джонс, ХРА (2014). «Применение критерия неадекватности байесовской модели для множественных наборов данных к моделям радиальной скорости систем экзопланет». Астрономия и астрофизика . 532 : A116. arXiv : 1106.5981 . Bibcode : 2011A&A...532A.116T. doi : 10.1051/0004-6361/201117278. S2CID  14800854.
  41. ^ МакАртур, Барбара Э.; и др. (2014). «Астрометрия, радиальная скорость и фотометрия: система HD 128311, ремиксованная с данными от HST, HET и APT». The Astrophysical Journal . 795 (1): 41. Bibcode :2014ApJ...795...41M. doi : 10.1088/0004-637X/795/1/41 . S2CID  122980723.
  42. ^ Deitrick, R.; et al. (январь 2015 г.). «Трехмерная архитектура планетной системы υ Андромеды». The Astrophysical Journal . 798 (1): 46. arXiv : 1411.1059 . Bibcode :2015ApJ...798...46D. doi :10.1088/0004-637X/798/1/46. S2CID  118409453.
  43. ^ Триллинг, Д. Э.; Браун, Р. Х.; Ривкин, А. С. (2000). «Окружные пылевые диски вокруг звезд с известными планетарными компаньонами». The Astrophysical Journal . 529 (1): 499–505. Bibcode : 2000ApJ...529..499T. doi : 10.1086/308280. S2CID  121999545.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Ипсилон Андромеды .