stringtranslate.com

Феникс (созвездие)

Феникс — второстепенное созвездие южного неба . Названное в честь мифического феникса , оно впервые было изображено на небесном атласе Иоганна Байера в его «Уранометрии» 1603 года . Французский исследователь и астроном Николя Луи де Лакайль нанес на карту яркие звезды и дал им обозначения Байера в 1756 году. Созвездие простирается примерно от −39° до −57° склонения и от 23,5h до 2,5h прямого восхождения . Созвездия Феникс, Журавль , Павлин и Тукана известны как Южные птицы.

Самая яркая звезда, Альфа Феникса , называется Анкаа, что в переводе с арабского означает «Феникс». Это оранжевый гигант с видимой величиной 2,4. Далее следует Бета Феникса , на самом деле двойная система, состоящая из двух желтых гигантов с общей видимой величиной 3,3. У Ню Феникса есть пылевой диск, в то время как созвездие имеет десять звездных систем с известными планетами и недавно обнаруженными скоплениями галактик Эль Гордо и Скопление Феникса — расположенными на расстоянии 7,2 и 5,7 миллиардов световых лет соответственно, двумя из крупнейших объектов в видимой Вселенной . Феникс является радиантом двух ежегодных метеорных потоков : Финикиды в декабре и Финикиды в июле.

История

Созвездие Феникс, изображенное в «Атласе неба» Иоганна Габриэля Доппельмайера , около 1742 г.
«Южные птицы», изображенные в «Уранометрии» Иоганна Байера . Феникс находится в нижнем левом углу.

Феникс был крупнейшим из 12 созвездий, установленных Петрусом Планциусом из наблюдений Питера Дирксона Кейзера и Фредерика де Хаутмана . Впервые он появился на небесном глобусе диаметром 35 см, опубликованном в 1597 (или 1598) году в Амстердаме Планциусом с Йодокусом Хондиусом . Первое изображение этого созвездия в небесном атласе было в «Уранометрии» Иоганна Байера 1603 года. [2] Де Хаутман включил его в свой южный звездный каталог в том же году под голландским названием Den voghel Fenicx , «Птица Феникс», [3], символизирующим феникса классической мифологии. [4] Одно из названий самой яркой звезды Альфа Феникса — Ankaa — происходит от арабского : العنقاء , романизированного :  al-'anqā' , букв. «Феникс» и был придуман где-то после 1800 года по отношению к созвездию. [5] 

Историк неба Ричард Аллен отметил, что в отличие от других созвездий, введенных Планцием и Ла Кайем , Феникс имеет фактический прецедент в древней астрономии, поскольку арабы видели в этом образовании изображение молодых страусов, Al Ri'āl , или грифона или орла. [6] Кроме того, эта же группа звезд иногда представлялась арабам как лодка, Al Zaurak , на близлежащей реке Эридан. [7] Он заметил, что «введение Феникса в современную астрономию было, в какой-то мере, заимствованием, а не изобретением». [6]

Китайцы включили самую яркую звезду Феникса, Анкаа (Альфа Феникса), и звезды из соседнего созвездия Скульптора, чтобы изобразить Бакуи , сеть для ловли птиц. [4] Феникс и соседнее созвездие Журавль вместе рассматривались Юлием Шиллером как изображение Аарона Первосвященника. [6] Эти два созвездия, наряду с близлежащими Павлином и Туканой , называются Южными Птицами. [8]

Характеристики

Феникс — небольшое созвездие, граничащее с Печью и Скульптором на севере, Журавлем на западе, Туканой на юге, касающееся угла Гидры на юге и Эриданом на востоке и юго-востоке. Рядом находится яркая звезда Ахернар . [9] Трехбуквенное сокращение для созвездия, принятое Международным астрономическим союзом в 1922 году, — «Phe». [10] Официальные границы созвездия, установленные бельгийским астрономом Эженом Дельпортом в 1930 году, определяются многоугольником из 10 сегментов. В экваториальной системе координат координаты прямого восхождения этих границ лежат между 23 ч 26,5 м и 02 ч 25,0 м , а координаты склонения — между −39,31° и −57,84°. [1] Это означает, что оно остается ниже горизонта для тех, кто живет севернее 40-й параллели в Северном полушарии , и остается низко в небе для тех, кто живет севернее экватора . Оно лучше всего видно из таких мест, как Австралия и Южная Африка в конце весны в Южном полушарии . [7] Большая часть созвездия находится внутри и может быть обнаружена, образуя треугольник из ярких звезд Ахернар, Фомальгаут и Бета Кита — Анкаа находится примерно в центре этого. [11]

Функции

Созвездие Феникс, видимое невооруженным глазом

Звезды

Изогнутая линия звезд, включающая Альфа, Каппа , Мю , Бета , Ню и Гамма Phoenicis, рассматривалась древними арабами как лодка. [6] Французский исследователь и астроном Николя Луи де Лакайль нанес на карту и обозначил 27 звезд обозначениями Байера от Альфы до Омеги в 1756 году. Из них он обозначил две звезды, расположенные близко друг к другу, как Лямбда, и присвоил Омикрон, Пси и Омегу трем звездам, которые последующие астрономы, такие как Бенджамин Гулд , посчитали слишком тусклыми, чтобы оправдать свои буквы. Другая звезда впоследствии была обозначена как Пси Phoenicis, в то время как два других обозначения вышли из употребления. [12]

Ankaa — самая яркая звезда в созвездии. Это оранжевый гигант с видимой визуальной величиной 2,37 и спектральным типом K0,5IIIb, [13] находящийся в 77 световых годах от Земли и вращающийся вокруг вторичного объекта, о котором мало что известно. [14] Рядом с Ankaa находится Kappa Phoenicis , звезда главной последовательности спектрального типа A5IVn и видимой величиной 3,90. [15] Расположенная в центре астеризма, [7] Beta Phoenicis — вторая по яркости звезда в созвездии и еще одна двойная звезда . Вместе эти звезды, обе желтые гиганты спектрального типа G8, сияют с видимой величиной 3,31, хотя компоненты имеют индивидуальные видимые величины 4,0 и 4,1 и вращаются вокруг друг друга каждые 168 лет. [16] Zeta Phoenicis или Wurren [17] — это затменная двойная звезда типа Алголь с видимой величиной , колеблющейся между 3,9 и 4,4 с периодом около 1,7 дня (40 часов); ее затемнение является результатом двух сине-белых звезд B-типа, которые вращаются по орбите и блокируют друг друга с Земли. Две звезды находятся на расстоянии 0,05 а.е. друг от друга, в то время как третья звезда находится на расстоянии около 600 а.е. от пары и имеет орбитальный период, превышающий 5000 лет. [18] Система находится на расстоянии около 300 световых лет. [19] В 1976 году исследователи Клаузен, Гильденкерне и Гренбек подсчитали, что близлежащая звезда 8-й величины является четвертым членом системы. [20]

AI Phe — это затменная двойная звезда, идентифицированная в 1972 году. Ее длительные взаимные затмения и сочетание спектроскопических и астрометрических данных позволяют точно измерить массы и радиусы звезд [21] , что рассматривается как потенциальная перекрестная проверка звездных свойств и расстояний, не зависящих от переменных Ceiphid и подобных методов. События длительного затмения требуют космических наблюдений, чтобы избежать помех от Солнца. Gamma Phoenicis — это красный гигант спектрального типа M0IIIa [22] , его звездная величина варьируется от 3,39 до 3,49. Он находится на расстоянии 235 световых лет от нас. [23] Psi Phoenicis — еще один красный гигант, на этот раз спектрального типа M4III [24] , его видимая звездная величина колеблется от 4,3 до 4,5 в течение периода около 30 дней. [25] Находясь на расстоянии 340 световых лет, [24] она имеет диаметр примерно в 85 раз больше, но массу всего лишь 85% от массы Солнца. [26] W Phoenicis — переменная звезда типа Мира , изменяющаяся от величины 8,1 до 14,4 за 333,95 дня. Красный гигант, ее спектр варьируется от M5e до M6e. [27] В 6,5 градусах к западу от Анкаа находится SX Phoenicis , переменная звезда, изменяющаяся от величины 7,1 до 7,5 за период всего лишь 79 минут. Ее спектральный класс варьируется от A2 до F4. [28] Она дала свое название группе звезд, известных как переменные SX Phoenicis . [29] Rho и BD Phoenicis — переменные типа Дельта Щита — короткопериодные (максимум шесть часов) пульсирующие звезды, которые использовались в качестве стандартных свечей и объектов для изучения астросейсмологии . [30] Rho имеет спектральный тип F2III, [31] и колеблется между величинами 5,20 и 5,26 в течение периода 2,85 часов. [32] BD имеет спектральный тип A1V, [33] и колеблется между величинами 5,90 и 5,94. [34]

Nu Phoenicis — желтовато-белая звезда главной последовательности спектрального типа F9V и звездной величины 4,96. [35] Находясь на расстоянии около 49 световых лет, она примерно в 1,2 раза массивнее Солнца, [36] и, вероятно, окружена диском пыли. [37] Это ближайшая звезда в созвездии, видимая невооруженным глазом. [25] Gliese 915 — белый карлик , находящийся всего в 26 световых годах от нас. Ее звездная величина составляет 13,05, она слишком слаба, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом. [38] Белые карлики — чрезвычайно плотные звезды, сжатые в объем размером с Землю. [39] Имея массу около 85% массы Солнца, Gliese 915 имеет поверхностную гравитацию 10 8,39 ± 0,01 (2,45 · 10 8 ) см · с −2 , или приблизительно 250 000 земных . [40]

На сегодняшний день обнаружено десять звезд с планетами, и в рамках проекта SuperWASP были обнаружены четыре планетные системы . HD 142 — желтый гигант с видимой величиной 5,7 и планетой ( HD 142 b ), масса которой в 1,36 раза больше массы Юпитера, которая совершает оборот за 328 дней. [41] HD 2039 — желтый субгигант с видимой величиной 9,0 на расстоянии около 330 световых лет, имеющий планету ( HD 2039 b ), масса которой в шесть раз больше массы Юпитера. WASP-18 — звезда с величиной 9,29, у которой, как было обнаружено, есть горячая планета, похожая на Юпитер ( WASP-18b ), которая совершает оборот вокруг звезды менее чем за день. [42] Предполагается, что эта планета заставляет WASP-18 казаться старше, чем она есть на самом деле. [43] WASP-4 и WASP-5 — желтые звезды солнечного типа, находящиеся на расстоянии около 1000 световых лет и имеющие 13-ю величину, каждая из которых имеет одну планету больше Юпитера. [44] WASP-29 — оранжевый карлик спектрального типа K4V и визуальной величины 11,3, имеющий планету-компаньона, схожую по размеру и массе с Сатурном. Планета совершает полный оборот по орбите каждые 3,9 дня. [45]

WISE J003231.09-494651.4 и WISE J001505.87-461517.6 — два коричневых карлика , обнаруженных Wide-field Infrared Survey Explorer , и находятся на расстоянии 63 и 49 световых лет от нас соответственно. [46] Первоначально выдвинутые гипотезы до их запоздалого открытия, [47] коричневые карлики — это объекты, более массивные, чем планеты, но имеющие недостаточную массу для протекания водородного синтеза, характерного для звезд. Многие из них были обнаружены с помощью обзоров неба. [48]

Phoenix содержит HE0107-5240 , возможно, одну из старейших звезд, когда-либо открытых. Она имеет около 1/200 000 металличности Солнца и, следовательно, должна была образоваться очень рано в истории Вселенной. [49] С визуальной величиной 15,17, [50] она примерно в 10 000 раз тусклее самых слабых звезд, видимых невооруженным глазом, и находится на расстоянии 36 000 световых лет. [49]

Объекты дальнего космоса

Созвездие не лежит на галактической плоскости Млечного Пути, и в нем нет заметных звездных скоплений. [9] NGC 625 — карликовая неправильная галактика с видимой величиной 11,0, удаленная на 12,7 миллионов световых лет. Диаметром всего 24000 световых лет, она является удаленным членом Группы Скульптора . Считается, что NGC 625 была вовлечена в столкновение и переживает всплеск активного звездообразования . [51] NGC 37 — линзовидная галактика с видимой величиной 14,66. Ее диаметр составляет приблизительно 42 килопарсека (137000 световых лет ), а возраст — около 12,9 миллиардов лет. [52] Квартет Роберта (состоящий из неправильной галактики NGC 87 и трех спиральных галактик NGC 88 , NGC 89 и NGC 92 ) — это группа из четырех галактик, расположенных на расстоянии около 160 миллионов световых лет от нас, которые находятся в процессе столкновения и слияния. Они находятся в пределах окружности радиусом 1,6 угловых минут, что соответствует примерно 75 000 световых лет. [53] В галактике ESO 243-49 находится HLX-1 , черная дыра средней массы — первая в своем роде идентифицированная. Считается, что это остаток карликовой галактики, которая была поглощена при столкновении с ESO 243-49. [ требуется ссылка ] До ее открытия этот класс черных дыр был только гипотезой. [54]

В пределах созвездия находится гигантское скопление Феникс , ширина которого составляет около 7,3 миллионов световых лет, а расстояние до него — 5,7 миллиардов световых лет, что делает его одним из самых массивных скоплений галактик . Впервые оно было обнаружено в 2010 году, и центральная галактика ежегодно производит около 740 новых звезд. [55] Еще больше — Эль-Гордо , или официально ACT-CL J0102-4915, открытие которого было объявлено в 2012 году. [56] Расположенное на расстоянии около 7,2 миллиардов световых лет, оно состоит из двух субскоплений, находящихся в процессе столкновения, что приводит к выбросу горячего газа, который виден в рентгеновских лучах и инфракрасных изображениях. [57]

Метеоритные дожди

Феникс является радиантом двух ежегодных метеорных потоков . Финикиды , также известные как декабрьские Финикиды, впервые были замечены 3 декабря 1887 года. Поток был особенно интенсивным в декабре 1956 года и, как полагают, связан с распадом короткопериодической кометы 289P/Blanpain . Он достигает пика около 4–5 декабря, хотя наблюдается не каждый год. [58] Очень слабый метеорный поток достигает пика около 14 июля с примерно одним метеором в час, хотя метеоры можно увидеть в любое время с 3 по 18 июля; этот поток называют июльскими Финикидами. [59]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abc "Phoenix, constellation border". Созвездия . Международный астрономический союз . Получено 23 августа 2012 г.
  2. ^ Ридпат, Ян . «Bayer's Southern Star Chart». Самоиздание . Получено 15 августа 2013 г.
  3. ^ Ридпат, Ян. «Каталог Фредерика де Хаутмана». Самоиздание . Получено 15 августа 2013 г.
  4. ^ ab Ridpath, Ian. "Phoenix – the Phoenix". самостоятельно опубликовано . Получено 18 августа 2013 г.
  5. ^ Кунитч, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткое руководство по 254 названиям звезд и их производным . Кембридж, Массачусетс: Sky Publishing Corp., стр. 49. ISBN 978-1-931559-44-7.
  6. ^ abcd Allen ; Richard Hinckley (1963) [1899]. Имена звезд: их предания и значение ( переиздание  ). Нью-Йорк , Нью-Йорк : Dover Publications Inc. стр. 335–36. ISBN 978-0-486-21079-7. имена звезд, означающие Феникс.[ постоянная мертвая ссылка ]
  7. ^ abc Motz, Lloyd; Nathanson, Carol (1991). Созвездия: путеводитель энтузиаста по ночному небу . Лондон, Великобритания: Aurum Press. С. 371–72. ISBN 978-1-85410-088-7.
  8. ^ Мур, Патрик (2000). Исследование ночного неба с помощью бинокля. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. стр. 48. ISBN 978-0521793902.
  9. ^ аб Клепешта, Йозеф; Рукль, Антонин (1974) [1969]. Созвездия. Хэмлин. стр. 214–15. ISBN 978-0-600-00893-4.
  10. ^ Рассел, Генри Норрис (1922). «Новые международные символы для созвездий». Popular Astronomy . 30 : 469–71. Bibcode :1922PA.....30..469R.
  11. ^ Хейфец, Мильтон; Тирион, Вил (2007). Прогулка по южному небу: путеводитель по звездам и созвездиям и их легендам. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. стр. 30–31. ISBN 978-1139461382.
  12. ^ Вагман, Мортон (2003). Потерянные звезды: потерянные, пропавшие и проблемные звезды из каталогов Йоханнеса Байера, Николаса Луи де Лакайля, Джона Флемстида и прочих . Блэксбург, Вирджиния : The McDonald & Woodward Publishing Company. стр. 203–04. ISBN 978-0-939923-78-6.
  13. ^ "Альфа Финикида". SIMBAD Астрономическая база данных . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 25 августа 2012 г.
  14. ^ Калер, Джим . "Ankaa". Звезды . Университет Иллинойса . Получено 24 августа 2012 г.
  15. ^ "Каппа Финикида". SIMBAD Астрономическая база данных . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 25 августа 2012 г.
  16. ^ Калер, Джим. "Beta Phoenicis". Звезды . Университет Иллинойса . Получено 24 августа 2012 г.
  17. ^ "Название звезд". IAU.org . Получено 16 декабря 2017 г. .
  18. ^ Калер, Джим. "Zeta Phoenicis". Звезды . Университет Иллинойса . Получено 18 июня 2013 г.
  19. ^ "Zeta Phoenicis - Затменная двойная система типа Алголя (отдельно)" . SIMBAD Астрономическая база данных . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 4 сентября 2013 г.
  20. ^ Grønbech, K.; Gyldenkerne, K.; Grønbech, B. (1976). «Четырехцветная фотометрия затменных двойных звезд. IIIb: Zeta Phoenicis, анализ кривых блеска и определение абсолютных размеров». Astronomy and Astrophysics . 46 : 205–12. Bibcode : 1976A&A....46..205C.
  21. ^ Макстед, ПФЛ (2020). «Кривая блеска TESS AI Phoenicis». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 498 : 332–343. arXiv : 2003.09295 . дои : 10.1093/mnras/staa1662 . S2CID  214605785.
  22. ^ "Гамма Феницид". SIMBAD Астрономическая база данных . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 25 августа 2012 г.
  23. ^ Калер, Джим. "Gamma Phoenicis". Звезды . Университет Иллинойса . Получено 23 августа 2012 г.
  24. ^ ab «Пси Финикида - полуправильная пульсирующая звезда». SIMBAD Астрономическая база данных . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 12 мая 2013 г.
  25. ^ ab Bagnall, Philip M. (2012). The Star Atlas Companion: Что вам нужно знать о созвездиях. Нью-Йорк, Нью-Йорк: Springer. С. 359–61. ISBN 978-1-4614-0830-7.
  26. ^ Нильсон, Хильдинг Р.; Лестер, Джон Б. (2008). «Определение параметров холодных гигантских звезд путем моделирования спектрофотометрических и интерферометрических наблюдений с использованием программы SAtlas». Астрономия и астрофизика . 490 (2): 807–10. arXiv : 0809.1875 . Bibcode : 2008A&A...490..807N. doi : 10.1051/0004-6361:200810627. S2CID  1586125.
  27. ^ "W Phe". Международный индекс переменных звезд . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. 4 января 2010 г. Получено 19 июня 2013 г.
  28. ^ Бернхэм, Роберт-младший (1978). Небесный справочник Бернхэма. Том III. Нью-Йорк, Нью-Йорк: Довер. С. 1455–57. ISBN 978-0-486-24065-7.
  29. ^ Ландес, Х.; Бамбери, К. Р.; Коутс, Д. В.; Томпсон, К. (2007). «Долгосрочные изменения периодов SX Phe» (PDF) . Публикации Астрономического общества Австралии . 24 (1): 41–45. Bibcode : 2007PASA...24...41L. doi : 10.1071/AS06025 . S2CID  122809222.
  30. ^ Templeton, Matthew (16 июля 2010 г.). "Delta Scuti and the Delta Scuti Variables". Переменная звезда сезона . AAVSO (Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд) . Получено 19 июня 2013 г.
  31. ^ "V* rho Phe - переменная звезда типа дельта Sct" . SIMBAD Астрономическая база данных . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 26 августа 2012 г.
  32. ^ "Rho Phe". Международный индекс переменных звезд . AAVSO. 4 января 2010 г. Получено 18 июня 2013 г.
  33. ^ "V* BD Phe - переменная звезда типа дельта Sct" . SIMBAD Астрономическая база данных . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 18 июня 2013 г.
  34. ^ "BD Phe". Международный индекс переменных звезд . AAVSO. 4 января 2010 г. Получено 18 июня 2013 г.
  35. ^ "LHS 1220 - Звезда высокого собственного движения" . SIMBAD Астрономическая база данных . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 11 мая 2013 г.
  36. ^ Zechmeister, M.; Kürster, M.; Endl, M.; Lo Curto, G.; et al. (2013). "Программа поиска планет на ESO CES и HARPS. IV. Поиск аналогов Юпитера вокруг звезд солнечного типа". Astronomy & Astrophysics . 552 : A78. arXiv : 1211.7263 . Bibcode :2013A&A...552A..78Z. doi :10.1051/0004-6361/201116551. S2CID  53694238.
  37. ^ Maldonado, J.; Eiroa, C.; Villaver, E.; Montesinos, B.; et al. (2012). «Металличность звезд солнечного типа с дисками обломков и планетами». Astronomy & Astrophysics . 541 : A40. arXiv : 1202.5884 . Bibcode :2012A&A...541A..40M. doi :10.1051/0004-6361/201218800. S2CID  46328823.
  38. ^ "GJ 915 - Белый карлик" . SIMBAD Астрономическая база данных . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 26 августа 2012 г.
  39. ^ Джонсон, Дж. (2007). «Экстремальные звезды: белые карлики и нейтронные звезды». Конспект лекций, Астрономия 162. Университет штата Огайо . Получено 17 августа 2013 г.
  40. ^ Subasavage, John P.; Jao; Henry; Bergeron; et al. (2009). "The Solar Neighbourhood. XXI. Parallax Results from the CTIOPI 0.9 m Program: 20 New Member of the 25 Parsec White Dwarf Sample". The Astronomical Journal . 137 (6): 4547–60. arXiv : 0902.0627 . Bibcode : 2009AJ....137.4547S. doi : 10.1088/0004-6256/137/6/4547. S2CID  14696597.
  41. ^ Калер, Джим. "HR 6 Phoenicis". Звезды . Университет Иллинойса . Получено 24 августа 2012 г.
  42. ^ Хеллиер, Коэль; Андерсон, DR; Кэмерон, А. Кольер; Гиллон, М.; и др. (2009). «Орбитальный период 0,94 дня для планеты-горячего Юпитера WASP-18b». Nature . 460 (7259): 1098–1100. Bibcode :2009Natur.460.1098H. doi :10.1038/nature08245. hdl : 2268/28276 . PMID  19713926. S2CID  205217669.
  43. ^ "Рентгеновская обсерватория Chandra NASA обнаруживает планету, которая заставляет звезду вести себя обманчиво старо". Рентгеновская обсерватория Chandra . Получено 20 сентября 2014 г.
  44. ^ Gillon, M.; Smalley, B.; Hebb, L.; Anderson, DR; et al. (2009). «Улучшенные параметры транзитных горячих юпитеров WASP-4b и WASP-5b». Astronomy and Astrophysics . 496 (1): 259–67. arXiv : 0812.1998 . Bibcode : 2009A&A...496..259G. doi : 10.1051/0004-6361:200810929. S2CID  53606165. Архивировано из оригинала 2010-04-08.
  45. ^ Хеллиер, Коэль; Андерсон, DR; Коллиер Камерон, А.; Гиллон, М.; и др. (2010). «WASP-29b: транзитная экзопланета размером с Сатурн». The Astrophysical Journal Letters . 723 (1): L60–63. arXiv : 1009.5318 . Bibcode : 2010ApJ...723L..60H. doi : 10.1088/2041-8205/723/1/L60. S2CID  64119308.
  46. ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Гелино, Кристофер Р.; Кушинг, Майкл К.; Мейс, Грегори Н.; и др. (2012). «Дальнейшее определение спектрального типа «Y» и исследование маломассивного конца функции массы коричневого карлика поля». The Astrophysical Journal . 753 (2): 156. arXiv : 1205.2122 . Bibcode :2012ApJ...753..156K. doi :10.1088/0004-637X/753/2/156. S2CID  119279752.
  47. ^ Jameson, RF; Hodgkin, ST (1997). "Brown Dwarfs and Low Mass Stars". Коричневые карлики . Лестер, Соединенное Королевство: Университет Лестера. Архивировано из оригинала 2 июня 2013 года . Получено 16 августа 2013 года .
  48. ^ "Science: Brown Dwarfs". Wide-field Infrared Survey Explorer . NASA. 31 августа 2011 г. Получено 16 августа 2013 г.
  49. ^ ab Christlieb, Norbert (30 октября 2002 г.). "Взгляд на молодой Млечный Путь: VLT UVES наблюдает самую известную звезду с дефицитом металлов". Европейская южная обсерватория . Получено 26 июля 2013 г.
  50. ^ "2MASS J01092916-5224341 - Углеродная звезда" . SIMBAD Астрономическая база данных . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 17 августа 2013 г.
  51. ^ О'Мира, Стивен Джеймс (2011). Deep-Sky Companions: The Secret Deep. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. С. 40–43. ISBN 978-0-521-19876-9.
  52. ^ "Результаты NED для NGC 37". NED через Калифорнийский университет . Получено 19 августа 2013 г.
  53. ^ Боффин, Анри (4 ноября 2005 г.). "eso0535 — Фоторелиз: Космический портрет встревоженной семьи". Европейская южная обсерватория. Архивировано из оригинала 11 октября 2008 г. Получено 24 августа 2012 г.
  54. ^ "Астрономы обнаружили самую первую черную дыру промежуточной массы". The Bunsen Burner . TE Holdings LLC. 9 июля 2012 г. Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 г. Получено 15 августа 2013 г.
  55. ^ Чу, Дженнифер (15 августа 2012 г.). «Определено самое массивное и яркое скопление галактик». MIT News . Кембридж, Массачусетс: Массачусетский технологический институт . Получено 25 августа 2012 г.
  56. ^ Перротто, Трент Дж.; Андерсон, Джанет; Вацке, Меган (10 января 2012 г.). «NASA's Chandra Finds Largest Galaxy Cluster in Early Universe». NASA. Архивировано из оригинала 1 мая 2017 г. Получено 2 сентября 2013 г.
  57. ↑ Рентгеновская обсерватория Чандра (10 января 2012 г.). «Эль Гордо: «Чандра» НАСА обнаружила самое большое скопление галактик в ранней Вселенной». НАСА . Проверено 2 сентября 2013 г.
  58. ^ Дженнискенс, Питер (2006). Метеорные потоки и их родительские кометы. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. С. 387–88. ISBN 978-0-521-85349-1.
  59. ^ Леви, Дэвид Х. (2008). Руководство Дэвида Леви по наблюдению за метеорными потоками. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. стр. 115. ISBN 978-0-521-69691-3.

Внешние ссылки

Медиа, связанные с Феникс (созвездие) на Wikimedia Commons