stringtranslate.com

Змеи

Змея ( древнегреческий : Ὄφις , латинизированный :  Óphis , букв.  «Змей») — созвездие в северном небесном полушарии . Одно из 48 созвездий, перечисленных астрономом II века Птолемеем , оно остается одним из 88 современных созвездий, обозначенных Международным астрономическим союзом . Оно уникально среди современных созвездий, поскольку разделено на две несмежные части: Змеиную Голову (Змеиную Голову) на западе и Змеиную Кауду (Змеиный Хвост) на востоке. Между этими двумя половинками находится созвездие Змееносца. В образных изображениях тело змея изображается проходящим за Змееносцем между Му Змееносцем в Змеиной Голове и Ню Змеевидным в Змеином Кауде .

Самая яркая звезда в созвездии Змеи — красный гигант Альфа Змеи , или Унукалхай, в созвездии Змеиная Голова, с видимой величиной 2,63. В Змее-Капуте также расположены наблюдаемое невооруженным глазом шаровое скопление Мессье 5 и видимые невооруженным глазом переменные R Serpentis и Tau 4 Serpentis . Известные внегалактические объекты включают Секстет Сейферта , одно из самых плотных известных скоплений галактик; Arp 220 , прототип сверхяркой инфракрасной галактики ; и Объект Хоага , самый известный из очень редкого класса галактик, известных как кольцевые галактики .

Часть галактической плоскости Млечного Пути проходит через Хвостовую Змею, которая поэтому богата галактическими объектами дальнего космоса , такими как туманность Орла (IC 4703) и связанное с ней звездное скопление Мессье 16 . Туманность имеет размеры 70 на 50 световых лет и содержит Столпы Творения , три пылевых облака, которые прославились благодаря изображению, полученному космическим телескопом Хаббл . Другие поразительные объекты включают туманность Красный Квадрат , один из немногих объектов в астрономии, имеющих квадратную форму; и Вестерхаут 40 , массивная близлежащая область звездообразования , состоящая из молекулярного облака и области H II .

История

Змея показана в виде змеи, которую держит Змееносец в Зеркале Урании.
Змея, которую держит Змееносец, изображена в «Зеркале Урании» , наборе карт созвездий, опубликованном в Лондоне ок. 1825. Над хвостом змеи находится ныне устаревшее созвездие Тельца Понятового , а под ним - Щит .

В греческой мифологии Змей представляет собой змею , которую держит целитель Асклепий . Представленный на небе созвездием Змееносца, Асклепий однажды убил змею, но животное впоследствии было воскрешено после того, как вторая змея перед смертью поместила на него траву возрождения. Поскольку змеи каждый год сбрасывают кожу, они были известны как символ возрождения в древнегреческом обществе, и легенда гласит, что Асклепий оживлял мертвых людей, используя ту же технику, свидетелем которой он стал. Хотя это, вероятно, и есть логика присутствия Змеи со Змееносцем, истинная причина до сих пор до конца не известна. Иногда Змея изображалась обвивающейся вокруг Змееносца, но в большинстве атласов Змея проходила либо позади тела Змееносца, либо между его ногами. [1]

В некоторых древних атласах созвездия Змеи и Змееносца изображались как два отдельных созвездия, хотя чаще их показывали как единое созвездие. Одной известной фигурой, изображавшей Змея отдельно, был Иоганн Байер ; таким образом, звезды Змеи занесены в каталог с обозначениями Байера, отличными от звезд Змееносца. Когда Эжен Дельпорт установил современные границы созвездий в 1920-х годах, он решил изобразить их по отдельности. Однако возникла проблема, как распутать два созвездия: Депорте решил разделить Змею на две части — голову и хвост, — разделенные непрерывным Змееносцем. Эти две области стали известны как Serpens Caput и Serpens Cauda, ​​[1] caput — латинское слово, обозначающее голову, а cauda — латинское слово, обозначающее хвост. [2]

В китайской астрономии большинство звезд Змеи представляли собой часть стены, окружающей рыночную площадь, известную как Тяньши , которая находилась в Змееносце и являлась частью Геркулеса . Змея также содержит несколько китайских созвездий . Две звезды в хвосте представляли собой часть Шилоу , башни с рыночной конторой. Другая звезда в хвосте представляла Liesi, ювелирные магазины. Одна звезда в голове ( Му Серпентис ) обозначала Тианру, кормилицу наследного принца , а иногда и дождь . [1]

В вавилонской астрономии было два «змеиных» созвездия , известные как Мушушу и Башму. Похоже, что Мушушушу изображали как гибрид дракона, льва и птицы и примерно соответствовали Гидре . Башму был рогатым змеем (ср. Нингишзида ) и примерно соответствует созвездию Ὄφις Евдокса Книдского , на котором основан Ὄφις ( Змея ) Птолемея. [3]

Характеристики

Змея — единственное из 88 современных созвездий , которое разделено на две несвязанные области на небе: Голова Змеи (голова) и Хвост Змеи (хвост). Созвездие необычно еще и тем, что контекст зависит от другого созвездия; в частности, его держит Змееносец Змееносец. [1]

Голова Змеи граничит с Весами на юге, Девой и Ботесом на западе, Северной Короной на севере и Змееносцем и Геркулесом на востоке; Хвостовая Змея граничит со Стрельцом на юге, со Щитом и Орлом на востоке и со Змееносцем на севере и западе. Занимая общую площадь 636,9 квадратных градусов , оно занимает 23-е место из 88 созвездий по размеру. Летом в Северном полушарии он заметно появляется как в северном, так и в южном небе. [4] Его главный астеризм состоит из 11 звезд, а всего 108 звезд ярче 6,5 звездной величины, традиционного предела видимости невооруженным глазом. [4]

Границы Serpens Caput, установленные бельгийским астрономом Эженом Дельпортом в 1930 году, определяются 10-сторонним многоугольником, а границы Serpens Cauda определяются 22-сторонним многоугольником. В экваториальной системе координат координаты прямого восхождения границ Змеиной Головы лежат между 15 ч 10,4 м и 16 ч 22,5 м , а координаты склонения - между 25,66° и -03,72°. Границы Змеи Кауды лежат между прямым восхождением 17 ч 16,9 м и 18 ч 58,3 м и склонением 06,42 ° и -16,14 °. [5] Международный астрономический союз (МАС) принял трехбуквенную аббревиатуру «Сер» для созвездия в 1922 году. [5] [6]

Функции

Звезды

Главные звезды

Звездный узор на Змеиной Голове, видимый невооруженным глазом: треугольник, обозначающий голову, и линия звезд, идущая вниз, обозначающая верхнюю часть тела.
Созвездие Змеи (Капута), как его можно увидеть невооруженным глазом.

Сердце змеи отмечено самой яркой звездой созвездия Альфа Змеи. Традиционно называемый Унукалхай [7] — это красный гигант спектрального класса K2III, расположенный на расстоянии примерно 23 парсеков с визуальной величиной 2,630 ± 0,009, [8] что означает, что его можно легко увидеть невооруженным глазом даже в районах со значительным световым загрязнением. Слабый спутник находится на орбите вокруг звезды красного гиганта [9] , хотя он не виден невооруженным глазом. Рядом с альфой находится Лямбда Змея , звезда с величиной 4,42 ± 0,05, очень похожая на Солнце [10] , расположенная всего в 12 парсеках от нас. [11] Вокруг него вращается экзопланета. [12] Еще одним солнечным аналогом Змеи является главная звезда Пси-Змеи , двойной звезды [13] , расположенной немного дальше, примерно в 14 парсеках. [14]

Бета , Гамма и Йота Змеи образуют характерную треугольную форму, обозначающую голову змеи, причем Каппа Змеи (собственное имя — Гуджа [15] ) находится примерно посередине между Гаммой и Йотой. Бета Змеи, самая яркая из четырех звезд с видимой величиной примерно 3,67, представляет собой белую звезду главной последовательности, удаленную примерно на 160 парсеков. [16] Вполне вероятно, что ближайшая звезда 10-й величины [17] физически связана с Бетой, хотя это не точно. [18] Переменная Миры R Serpentis , расположенная между Бетой и Гаммой, видна невооруженным глазом в максимуме 5-й звездной величины, но, что типично для переменных Миры, она может исчезать до звездной величины ниже 14. [19] Сама Гамма Змеиная. Это субгигант F-типа , расположенный на расстоянии всего 11 парсеков и поэтому довольно яркий, имеющий звездную величину 3,84 ± 0,05. [20] Известно, что звезда демонстрирует солнечные колебания . [21] Йота Змеи — двойная звездная система. [22]

Дельта Змеи , образующая часть тела змеи между сердцем и головой, представляет собой множественную звездную систему [23] , расположенную примерно в 70 парсеках от Земли. Состоящая из четырех звезд система имеет общую видимую звездную величину 3,79, если смотреть с Земли, [24] хотя две звезды с общей видимой величиной 3,80 дают почти весь свет. [25] Главная звезда, белый субгигант, представляет собой переменную Дельта Щита со средней видимой звездной величиной 4,23. [26] Очень близко к Дельте, как в ночном небе, так и, вероятно, в реальном космосе, на расстоянии около 70 парсеков, [27] находится бариевая звезда 16 Змеи . [28] Еще одна примечательная переменная звезда, видимая невооруженным глазом, — Хи Змея , переменная Alpha² Canum Venaticorum, расположенная на полпути между Дельтой и Бетой, ее средний блеск 5,33 на 0,03 звездной величины меняется примерно за 1,5 дня. [29] Хи Змея — химически пекулярная звезда. [30]

Две звезды в Голове Змеи, которые образуют часть тела Змеи ниже сердца, — это Эпсилон и Мю Змея, обе звезды главной последовательности А-типа третьей величины . [31] [32] У обеих есть особенность: Эпсилон — звезда Am , [33] а Мю — двойная звезда. [34] Немного к северо-западу от Му находится 36 Змеи , еще одна звезда главной последовательности А-типа. У этой звезды также есть особенность; Это двойная система, основным компонентом которой является звезда Лямбда Боэтиса , а это означает, что она содержит солнечное количество углерода , азота и кислорода , но при этом содержит очень мало элементов с пиком железа . [35] Вторичная звезда также была источником рентгеновского излучения. [36] 25 Серпентис , расположенная в нескольких градусах к северо-востоку от Мю Серпентис, представляет собой спектроскопическую двойную систему [37] , состоящую из горячего гиганта B-типа и звезды главной последовательности A-типа. Первичная звезда представляет собой медленно пульсирующую звезду категории B , из-за чего система изменяется на 0,03 звездной величины. [38]

Голова Змеи содержит множество переменных типа RR Лиры , хотя большинство из них слишком слабы, чтобы их можно было увидеть без профессиональной фотографии. Самая яркая — VY Serpentis, всего 10-й звездной величины. Период этой звезды увеличивается примерно на 1,2 секунды за столетие. [39] Переменная звезда другого типа — Тау 4 Змеи , холодный красный гигант, пульсирующая между звездными величинами 5,89 и 7,07 за 87 дней. [40] Было обнаружено, что эта звезда демонстрирует обратный профиль P Лебедя , [41] где холодный падающий на звезду газ создает смещенные в красную сторону линии поглощения водорода рядом с нормальными линиями излучения. [42]

Было обнаружено, что у нескольких звезд Змеи есть планеты . Самая яркая, Омега Змея , расположенная между Эпсилоном и Мю, представляет собой оранжевый гигант с планетой массой не менее 1,7 Юпитера . [43] NN Serpentis , затменная двойная система после общей оболочки, состоящая из белого карлика и красного карлика , [44] весьма вероятно, будет иметь две планеты, вызывающие изменения в периоде затмений. [45] Хотя у солнечного аналога HD 137510 нет планеты, было обнаружено, что у него есть коричневый карлик- компаньон в пустыне коричневых карликов . [46]

PSR B1534+11 — система, состоящая из двух нейтронных звезд, вращающихся вокруг друг друга, одна из которых — пульсар с периодом 37,9 миллисекунды. Расположенная на расстоянии примерно 1000 парсеков система использовалась для проверки общей теории относительности Альберта Эйнштейна , проверяя релятивистские параметры системы с точностью до 0,2% от значений, предсказанных теорией. [47] Было обнаружено , что рентгеновское излучение системы присутствует, когда звезда, не являющаяся пульсаром, пересекает экваториальный пульсарный ветер пульсара, и было обнаружено, что орбита системы слегка меняется. [48]

Хвост звезды

Звездный узор Serpens Cauda, ​​видимый невооруженным глазом, с линией звезд, обозначающей хвост.
Созвездие Змеи (Кауда), как его можно увидеть невооруженным глазом.

Самая яркая звезда в хвосте, Эта Змеи , похожа на главную звезду Альфа Змеи тем, что является красным гигантом спектрального класса К. Однако известно, что эта звезда демонстрирует солнечные колебания в течение периода примерно 2,16 часа. [49] [50] Две другие звезды в Змее Кауде, образующие ее астеризм, — это Тета и Си Змея . Си, где астеризм пересекает голову Мю Змеи, представляет собой тройную звездную систему [9] , расположенную примерно в 105 парсеках от нас. [51] [52] Две звезды с общей видимой величиной около 3,5 образуют спектрально-двойную систему с угловым расстоянием всего 2,2 миллисекунды дуги , [53] и поэтому не могут быть различены с помощью современного оборудования. Первичный — белый гигант с избытком стронция . [51] Тета, образующая кончик хвоста, также представляет собой кратную систему, состоящую из двух звезд главной последовательности А-типа с общей видимой величиной около 4,1, разделенных почти половиной угловой минуты. [9] Существует также третья звезда G-типа с массой и радиусом, подобными Солнцу. [54]

Недалеко от границы со Змееносцем лежат Зета , Ню и Омикрон Змееносец . Все три являются звездами главной последовательности 4-й величины, при этом Ню и Омикрон относятся к спектральному классу A [55] [56] , а Зета — к спектральному классу F. [57] Ню — одиночная звезда [9] с 9-й звездной величиной. визуальный компаньон, [58] , тогда как Омикрон представляет собой переменную Дельты Щита с вариациями амплитуды 0,01 звездной величины. [59] В 1909 году вблизи Омикрона появилась симбиотическая новая [60] RT Serpentis, хотя ее максимальная звездная величина достигла лишь 10. [61]

Звездная система 59 Серпентис , также известная как d Серпентис, представляет собой тройную звездную систему [62] , состоящую из спектроскопической двойной системы, содержащей звезду А-типа и оранжевый гигант [63] и вторичный оранжевый гигант. [64] Система показывает нерегулярные изменения яркости между звездными величинами 5,17 и 5,2. [65] В 1970 году новая FH Серпентис появилась чуть севернее 59 Серпентис, достигнув максимальной яркости 4,5. [66] Также около 59 Змеи в Облаке Змеи есть несколько переменных Ориона . MWC 297 — звезда Herbig Be , которая в 1994 году продемонстрировала большую рентгеновскую вспышку и увеличила рентгеновскую светимость в пять раз, прежде чем вернуться в спокойное состояние. [67] У звезды также имеется околозвездный диск . [68] Еще одной переменной Ориона в этом регионе является VV Serpentis, звезда Хербига Ae, которая, как было обнаружено, демонстрирует пульсации Дельты Щита. [69] Также было обнаружено, что VV Serpentis, как и MWC 297, имеет окружающий ее пылевой диск, [70] и также является звездой UX Ориона , [71] что означает, что она демонстрирует нерегулярные изменения своей яркости. [72]

Звезда HR 6958, также известная как MV Serpentis, представляет собой переменную Альфа 2 Canum Venaticorum, слабо видимую невооруженным глазом. [73] Содержание металлов на звезде в десять раз выше, чем на Солнце, по большинству металлов на пике железа и до 1000 раз больше по более тяжелым элементам. Было также обнаружено, что он содержит избыток кремния . [74] Едва видимая невооруженным глазом HD 172365, [75] вероятная пост- голубая отставшая звезда в рассеянном скоплении IC 4756 , содержащая большой избыток лития . [76] HD 172189, также расположенная в IC 4756, представляет собой затменно-двойную переменную Алголя [77] с периодом 5,70 дней. Основная звезда в системе также является переменной Дельта Щита, испытывающей несколько частот пульсации, что в сочетании с затмениями приводит к изменению системы примерно на десятую звездную величину. [78]

Когда через него проходит галактическая плоскость , Хвост Змеи содержит множество массивных OB-звезд . Некоторые из них видны невооруженным глазом, например, NW Serpentis, ранняя звезда Be , которая, как выяснилось, несколько переменчива. Вариативность интересна; согласно одному исследованию, это может быть один из первых обнаруженных гибридов переменных Бета Цефеи и медленно пульсирующих B-звезд. [79] Хотя HD 167971 (MY Serpentis) не видна невооруженным глазом, она представляет собой тройную переменную систему Бета Лиры , состоящую из трех очень горячих звезд О-типа . Член скопления NGC 6604 , [80] обе затменные звезды являются голубыми гигантами, одна из которых относится к очень раннему спектральному классу O7.5III. Оставшаяся звезда является либо голубым гигантом, либо сверхгигантом спектрального класса позднего O или раннего B. [81] Также затменная [82] двойная система HD 166734 состоит из двух голубых сверхгигантов О-типа, вращающихся вокруг друг друга. [83] Менее экстремальной с точки зрения массы и температуры является HD 161701, спектрально-двойная звезда, состоящая из первичной звезды B-типа и вторичной Ар- типа, хотя это единственная известная спектрально-двойная звезда, состоящая из звезды с избытком ртути и марганца и звезда Ап. [84]

К югу от туманности Орла на границе со Стрельцом находится затменная двойная система W Змеи , главной звездой которой является белый гигант, взаимодействующий со вторичной. Было обнаружено, что система содержит аккреционный диск и была одной из первых обнаруженных Серпентид, которые представляют собой затменные двойные системы, содержащие исключительно сильные спектральные линии в дальнем ультрафиолете . [85] Предполагается, что такие Серпентиды находятся на более ранней стадии эволюции и эволюционируют сначала в двойные периодические переменные , а затем в классические переменные Алголя. [86] Также недалеко от туманности Орла находится затменная двойная система Вольфа-Райе CV Serpentis , состоящая из звезды Вольфа-Райе и горячего субгиганта О-типа. Система окружена кольцеобразной туманностью , вероятно, образовавшейся во время фазы Вольфа-Райе главной звезды. [87] Затмения в системе изменяются хаотично, и хотя существуют две теории относительно того, почему, ни одна из них не полностью соответствует современному пониманию звезд. [88]

Змеиный хвост содержит несколько рентгеновских двойных систем . Одна из них, GX 17+2, представляет собой рентгеновскую двойную систему малой массы, состоящую из нейтронной звезды и, как и во всех рентгеновских двойных системах малой массы, звезды малой массы. Система была классифицирована как Sco-подобный источник Z, что означает, что ее аккреция близка к пределу Эддингтона . [89] Также было обнаружено, что примерно каждые 3 дня система становится ярче примерно на 3,5 звездной величины в К-диапазоне , возможно, из-за присутствия синхротронной струи . [90] Другая рентгеновская двойная система малой массы, Змея X-1, периодически подвергается рентгеновским вспышкам. В частности, один из них длился почти четыре часа, что, возможно, объясняется сжиганием углерода в «океане тяжелых элементов». [91]

Φ 332 (Финсен 332) — крошечная и сложная двойная звезда в 18:45 / +5°30', названная Твидлди и Твидлдум южноафриканским астрономом Уильямом Стивеном Финсеном , которого поразили почти идентичные углы положения и расстояния между ними. время его открытия в 1953 году. [92] [93] [94] Глизе 710 — звезда, которая, как ожидается, пройдет очень близко к Солнечной системе примерно через 1,29 миллиона лет. [95] [96] [97]

Объекты глубокого космоса

Головные объекты

Центральное плотное звездное ядро ​​Мессье-5, содержащее большое количество звезд, упакованных на небольшой площади.
Мессье 5 — шаровое скопление, которое можно увидеть невооруженным глазом при хороших условиях.

Поскольку галактическая плоскость не проходит через эту часть Змеи, возможен вид на многие галактики за ее пределами. Однако в Голове Змеи присутствуют несколько структур Галактики Млечный Путь, например Мессье 5, шаровое скопление , расположенное примерно в 8° к юго-западу от α Змеи, рядом со звездой 5 Змеи . В хороших условиях едва видна невооруженным глазом [98] и расположена на расстоянии примерно 25 000 лет. [99] Мессье 5 содержит большое количество известных переменных звезд типа RR Лиры, [100] и удаляется от нас со скоростью более 50 км/с. [101] Скопление содержит два миллисекундных пульсара , один из которых находится в двойной системе, что позволяет измерить собственное движение скопления. Двойная система может помочь нам понять нейтронно-вырожденную материю ; текущая медианная масса, если она подтвердится, исключит любое «мягкое» уравнение состояния такой материи. [102] Кластер использовался для проверки магнитных дипольных моментов нейтрино, которые могли бы пролить свет на некоторые гипотетические частицы, такие как аксион . [103] Ярчайшие звезды Мессье 5 имеют звездную величину около 10,6, [104] а шаровое скопление впервые наблюдалось Уильямом Гершелем в 1791 году. [105]

Еще одно шаровое скопление — Паломар 5 , расположенное к югу от Мессье 5. Многие звезды покидают это шаровое скопление из-за гравитации Млечного Пути, образуя приливный хвост длиной более 30 000 световых лет. [106] Ему более 11 миллиардов лет. [107] Он также был сплющен и искажен приливными эффектами. [108]

L134/ L183 представляет собой комплекс темных туманностей , который вместе с третьим облаком, вероятно, образован фрагментами одного исходного облака, расположенного на расстоянии 36 градусов от плоскости Галактики, что является большим расстоянием для темных туманностей. [109] Весь комплекс, как полагают, находится на расстоянии около 140 парсеков. [110] L183, также известная как L134N, является домом для нескольких инфракрасных источников, указывающих на дозвездные источники [111] , которые, как полагают, представляют собой первое известное наблюдение фазы сжатия между ядрами облаков и дозвездными ядрами. [112] Ядро разделено на три области, [113] с общей массой около 25 солнечных масс. [114]

За пределами Млечного Пути в Змеиной Голове нет ярких объектов дальнего космоса для астрономов-любителей, и нет ничего выше 10-й звездной величины. Самая яркая — NGC 5962 , спиральная галактика , расположенная на расстоянии около 28 мегапарсек [115] с видимой величиной 11,34. [116] В галактике наблюдались две сверхновые, [117] и NGC 5962 имеет две галактики-спутника. [118] Чуть тусклее NGC 5921 , спиральная галактика с перемычкой и активным галактическим ядром типа LINER , расположенным несколько ближе, на расстоянии 21 мегапарсек. [119] В 2001 году в этой галактике наблюдалась сверхновая типа II, получившая обозначение SN 2001X . [120] Еще более тусклыми являются спирали NGC 5964 [121] и NGC 6118 , причем последняя содержит сверхновую SN 2004dk. [122]

Желтое ядро ​​Объекта Хоага, окруженное синим кольцом звезд.
Объект Хоага , галактика в Змеи и член очень редкого класса, известного как кольцевые галактики .

Объект Хоага, расположенный на расстоянии 600 миллионов световых лет от Земли, принадлежит к очень редкому классу галактик, известному как кольцевые галактики. Внешнее кольцо в основном состоит из молодых голубых звезд, а ядро ​​— из более старых желтых звезд. Преобладающая теория ее формирования состоит в том, что галактика-прародительница представляла собой спиральную галактику с перемычкой, чьи рукава имели слишком большую скорость, чтобы сохранять целостность галактики, и поэтому были отделены. [123] Arp 220 — еще одна необычная галактика в составе Змеи. Прототип сверхяркой инфракрасной галактики Arp 220 находится несколько ближе, чем Объект Хоага, на расстоянии 250 миллионов световых лет от Земли. Она состоит из двух больших спиральных галактик, находящихся в процессе столкновения , их ядра вращаются на расстоянии 1200 световых лет, вызывая обширное звездообразование в обоих компонентах. Она обладает большим скоплением, насчитывающим более миллиарда звезд, частично покрытым толстыми пылевыми облаками вблизи ядра одной из галактик. [123] Другая взаимодействующая пара галактик, хотя и на более ранней стадии, состоит из галактик NGC 5953 и NGC 5954. В данном случае обе являются активными галактиками : первая — сейфертовская галактика 2 , а вторая — галактика типа LINER. Обе переживают всплеск звездообразования, вызванный взаимодействием. [124]

Секстет Сейферта — это группа из шести галактик, четыре из которых гравитационно взаимодействуют , а две просто кажутся частью группы, несмотря на большее расстояние. Гравитационно связанное скопление находится на расстоянии 190 миллионов световых лет от Земли и имеет диаметр около 100 000 световых лет, что делает секстет Сейферта одной из самых плотных известных групп галактик. Астрономы предсказывают, что четыре взаимодействующие галактики в конечном итоге сольются , образовав большую эллиптическую галактику . [123] Первоначально считалось, что радиоисточник 3C 326 исходит из гигантской эллиптической галактики. Однако в 1990 году было показано, что источником является более яркая и меньшая галактика, расположенная в нескольких угловых секундах к северу. [125] Этот объект, получивший обозначение 3C 326 N, имеет достаточно газа для звездообразования, но его движение тормозится из-за энергии ядра радиогалактики. [126]

Гораздо более крупным скоплением галактик является красное смещение -0,0354 Abell 2063. [127] Предполагается, что скопление взаимодействует с близлежащей группой галактик MKW 3s, основываясь на измерениях лучевых скоростей галактик и расположении галактики cD в центре Abell. 2063 г. [128] Активная галактика в центре MKW 3s — NGC 5920 — по-видимому, создает пузырь горячего газа в результате своей радиоактивности. [129] Рядом со звездой 5-й величины Пи Серпентис находится AWM 4, скопление, содержащее избыток металлов во внутрископляющей среде. Центральная галактика, NGC 6051, является радиогалактикой , которая, вероятно, ответственна за это обогащение. [130] Подобно AWM 4, в скоплении Abell 2052 имеется центральная радиогалактика CD, 3C 317. Считается, что эта радиогалактика перезапустилась после периода бездействия менее 200 лет назад. [131] В галактике насчитывается более 40 000 известных шаровых скоплений, что является самым высоким известным показателем среди всех галактик по состоянию на 2002 год. [132]

Яркая красная галактика слева взаимодействует с синей галактикой справа, образуя сливающуюся активную пару галактик 3C 321.
Составное изображение 3C 321 , сливающейся активной пары галактик.

Состоящая из двух квазаров, расстояние между которыми составляет менее 5 угловых секунд , пара квазаров 4C 11.50 является одной из визуально ближайших пар квазаров на небе. Однако они имеют заметно разные красные смещения и, следовательно, не связаны между собой. [133] Член пары на переднем плане (4C 11,50 A) не имеет достаточной массы, чтобы преломлять свет от компонента фона (4C 11,50 B), достаточного для создания линзированного изображения , хотя у него есть собственный настоящий компаньон. [134] Еще более странная пара галактик — 3C 321 . В отличие от предыдущей пары, две галактики, составляющие 3C 321, взаимодействуют друг с другом и находятся в процессе слияния. Оба члена кажутся активными галактиками; первичная радиогалактика может быть ответственна за активность во вторичной посредством струи первой радиогалактики, направляющей материал на сверхмассивную черную дыру последней . [135]

Пример гравитационного линзирования можно найти в радиогалактике 3C 324. Сначала считалось, что это одна сверхяркая радиогалактика с красным смещением z  = 1,206, но в 1987 году было обнаружено, что на самом деле это две галактики с радиогалактикой с вышеупомянутым красным смещением. линзируется другой галактикой с красным смещением z  = 0,845. Первый пример обнаруженной радиогалактики с множеством изображений [136]: источник, по-видимому, представляет собой эллиптическую галактику с пылевой полосой, закрывающей наш обзор визуального и ультрафиолетового излучения ядра. [137] В еще более коротких длинах волн объект BL Lac PG 1553+113 является тяжелым излучателем гамма-лучей . По состоянию на 2007 год этот объект является самым отдаленным объектом, испускающим фотоны с энергией в диапазоне ТэВ . [138] Спектр уникален: жесткое излучение в некоторых диапазонах спектра гамма-излучения резко контрастирует с мягким излучением в других. [139] В 2012 году объект вспыхнул в спектре гамма-излучения, утроив яркость на две ночи, что позволило точно измерить красное смещение как z  = 0,49. [140]

Несколько гамма-всплесков (GRB) наблюдались в Змеиной Голове, например, GRB 970111, один из самых ярких наблюдаемых гамма-всплесков. Оптический переходный процесс, связанный с этим гамма-всплеском, не был обнаружен, несмотря на его интенсивность. Первоначально родительская галактика также оказалась неуловимой, однако теперь выяснилось, что хозяином является сейфертовская галактика I , расположенная с красным смещением z  = 0,657. [141] Рентгеновское послесвечение гамма-всплеска также было намного слабее, чем у других более тусклых гамма-всплесков. [142] Более удаленной является GRB 060526 (красное смещение z  = 3,221), от которой были обнаружены рентгеновские и оптические послесвечения. Этот гамма-всплеск был очень слабым для длительного гамма-всплеска. [143]

Хвостовые объекты

Три столба непрозрачного газа возвышаются на зеленом туманном фоне.
Столпы Творения , известная область звездообразования в туманности Орла, ставшая знаменитой благодаря этой фотографии Хаббла.

Часть галактической плоскости проходит через хвост, поэтому Хвостовая Змея богата объектами дальнего космоса в галактике Млечный Путь. Туманность Орла и связанное с ней звездное скопление Мессье 16 находятся на расстоянии около 5700 [144] световых лет от Земли в направлении Галактического центра . Туманность имеет размеры 70 на 50 световых лет и содержит Столпы Творения, три пылевых облака, которые прославились благодаря изображению, полученному космическим телескопом Хаббл . Звезды, рожденные в туманности Орла, а также звезды, возраст которых составляет около 5 миллионов лет, имеют среднюю температуру 45 000 градусов по Кельвину и производят колоссальное количество радиации, которая в конечном итоге разрушит пылевые столбы. [123] Несмотря на свою известность, туманность Орла довольно тусклая, с интегрированной звездной величиной около 6,0. Области звездообразования в туманности часто представляют собой испаряющиеся газовые шарики ; в отличие от глобул Бока они содержат только одну протозвезду . [145]

К северу от Мессье 16, на расстоянии примерно 2000 парсеков, находится OB-ассоциация Змеи OB2, содержащая более 100 OB-звезд. Ассоциация возрастом около 5 миллионов лет, по-видимому, все еще содержит области звездообразования, и свет ее звезд освещает область HII S 54 . [146] Внутри этой области HII находится рассеянное скопление NGC 6604 , которое того же возраста, что и окружающая его ассоциация OB, [147] и сейчас считается, что это скопление просто является самой плотной его частью. [148] Скопление, по-видимому, производит тепловой дымоход ионизированного газа, вызванный взаимодействием газа из галактического диска с галактическим гало . [146]

Еще одно рассеянное скопление в Змеином Кауде — IC 4756 , содержащее по крайней мере одну звезду, видимую невооруженным глазом, HD 172365 [149] (еще одна звезда, видимая невооруженным глазом в окрестностях, HD 171586, скорее всего, не связана с ним). Возраст скопления, расположенного примерно в 440 парсеках от нас, [150] оценивается примерно в 800 миллионов лет, что довольно старо для рассеянного скопления. [151] Несмотря на наличие Млечного Пути в Змее Кауде, можно найти одно шаровое скопление: NGC 6535 , хотя оно и невидимо невооруженным глазом, его можно разглядеть в небольшие телескопы к северу от Зеты Змеи. Достаточно маленькое и редкое для шарового скопления [152] оно не содержит известных переменных типа RR Лиры, что необычно для шарового скопления. [153]

MWC 922 — звезда, окруженная планетарной туманностью . Планетарная туманность, названная туманностью Красный Квадрат из-за ее сходства с туманностью Красный Прямоугольник , выглядит почти идеальным квадратом с темной полосой вокруг экваториальных областей. Туманность содержит концентрические кольца, подобные тем, которые наблюдались у сверхновой SN 1987A . [154] MWC 922 сама по себе является переменной FS Canis Majoris , [155] что означает, что это Be-звезда, содержащая исключительно яркие эмиссионные линии водорода , а также избранные запрещенные линии , вероятно, из-за присутствия тесной двойной системы. [156] К востоку от Кси Змеи находится еще одна планетарная туманность, Абелл 41, в центре которой находится двойная звезда MT Серпентис. Туманность, по-видимому, имеет биполярную структуру, и было обнаружено, что ось симметрии туманности находится в пределах 5 ° от линии, перпендикулярной плоскости орбит звезд, что усиливает связь между двойными звездами и биполярными планетарными туманностями. [157] На другом конце спектра звездного возраста находится L483, темная туманность, содержащая протозвезду IRAS 18418-0440. Хотя он классифицируется как протозвезда класса 0 , он имеет некоторые необычные особенности для такого объекта, такие как отсутствие высокоскоростных звездных ветров , и было высказано предположение, что этот объект находится в переходном состоянии между классом 0 и классом I. [158] Вокруг протозвезды существует переменная туманность, хотя ее можно увидеть только в инфракрасном свете . [159]

Яркие голубые звезды в большом золотом облаке газа
Вестерхаут 40 , одно из ближайших мест массивного звездообразования.

Облако Змеи — это массивное звездообразующее молекулярное облако , расположенное в южной части Змеиного хвоста. Облако, возраст которого составляет всего два миллиона лет [160] и находится на расстоянии 420 парсеков [161] , известно, что оно содержит множество протозвезд, таких как Serpens FIRS 1 [162] и Serpens SVS 20. [163] Протокластер Змеи Юг был обнаружен космическим кораблем НАСА « Спитцер Спейс» . Телескоп в южной части облака, [164] и кажется, что звездообразование в этом регионе все еще продолжается. [165] Еще одним местом звездообразования является комплекс Вестерхаут 40, состоящий из заметной области HII, примыкающей к молекулярному облаку. [166] Расположенная на расстоянии около 500 парсеков, [167] это одна из ближайших массивных областей звездообразования, но поскольку молекулярное облако закрывает область HII, делая ее и ее скопление трудно видимым, это не так хорошо - учился как другие. [168] Встроенное скопление, вероятно, содержит более 600 звезд с массой более 0,1 Солнца, [169] причем несколько массивных звезд, в том числе по крайней мере одна звезда О-типа, ответственны за освещение области HII и образование пузыря . [167]

Несмотря на наличие Млечного Пути, в Змее Кауде также видно несколько активных галактик, таких как PDS 456, обнаруженная вблизи Кси Змеи. Эта АЯГ , являющаяся наиболее яркой по своей природе ближайшей активной галактикой, [170] оказалась чрезвычайно изменчивой в рентгеновском спектре . Это позволило пролить свет на природу сверхмассивной черной дыры в центре, вероятно, черной дыры Керра . [171] Вполне возможно, что квазар претерпевает переход от сверхяркой инфракрасной галактики к классическому радиотихому квазару, но с этой теорией есть проблемы, и объект представляется исключительным объектом, который не полностью лежит в пределах текущих границ. системы классификации. [170] Рядом находится NRAO 530, блазар , который, как известно, время от времени вспыхивает в рентгеновских лучах. Одна из этих вспышек длилась менее 2000 секунд, что делает ее самой короткой вспышкой, когда-либо наблюдавшейся в блазаре по состоянию на 2004 год . . [173]

Метеоритные дожди

От Змей исходят два дневных метеорных потока : Омега-Серпентиды и Сигма-Серпентиды. Пик обоих потоков приходится на период с 18 по 25 декабря. [174]

Рекомендации

  1. ^ abcd Ридпат, Ян. «Змеи». Звездные сказки . самостоятельно опубликовано . Проверено 15 мая 2014 г.
  2. ^ Арнольд, Морис (Тоби). «Глоссарий анатомии Арнольда». Анатомия и гистология — онлайн-обучение . Университет Сиднея. Архивировано из оригинала 02 сентября 2015 г. Проверено 8 августа 2015 г.
  3. ^ Уайт, Гэвин (2007). Вавилонские звездные знания: иллюстрированный путеводитель по звездным знаниям и созвездиям Древней Вавилонии . Публикации Солярии. п. 180. ИСБН 978-0-9559037-0-0.
  4. ^ аб Ридпат, Ян . «Созвездия: Андромеда – Инд». Звездные сказки . самостоятельно опубликовано . Проверено 1 апреля 2014 г.
  5. ^ ab «Змея, граница созвездия». Созвездия . Международный астрономический союз . Проверено 20 апреля 2014 г.
  6. ^ Рассел, HN (1922). «Новые международные символы созвездий». Популярная астрономия . 30 : 469–71. Бибкод : 1922PA.....30..469R.
  7. ^ Куниц, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткий путеводитель по 254 именам звезд и их производным (2-е изд.). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  8. ^ "* Альфа Змеи - Звезда в двойной системе" . СИМБАД . Проверено 18 апреля 2014 г.
  9. ^ abcd Эгглтон, ПП; Токовинин А.А. (2008). «Каталог множественности ярких звездных систем». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 389 (2): 869. arXiv : 0806.2878 . Бибкод : 2008MNRAS.389..869E. дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. S2CID  14878976.
  10. ^ Да Силва, Р.; Порто-де-Мелло, главный тренер; Милон, AC; Да Силва, Л.; Рибейро, Л.С.; Роша-Пинто, HJ (2012). «Точные и однородные закономерности численности звезд солнечного типа в окрестностях Солнца: химико-хронологический анализ». Астрономия и астрофизика . 542 : А84. arXiv : 1204.4433 . Бибкод : 2012A&A...542A..84D. дои : 10.1051/0004-6361/201118751. S2CID  118450072.
  11. ^ "* Лямбда Змеи - Звезда" . СИМБАД . Проверено 20 мая 2014 г.
  12. ^ Розенталь, Ли Дж.; Фултон, Бенджамин Дж.; Хирш, Леа А.; Исааксон, Ховард Т.; Ховард, Эндрю В.; Дедрик, Кайла М.; Шерстюк Илья А.; Блант, Сара С.; Петигура, Эрик А.; Натсон, Хизер А.; Бехмард, Аида; Чонтос, Эшли; Крепп, Джастин Р.; Кроссфилд, Ян Дж. М.; Далба, Пол А.; Фишер, Дебра А.; Генри, Грегори В.; Кейн, Стивен Р.; Косиарек, Молли; Марси, Джеффри В.; Рубензал, Райан А.; Вайс, Лорен М.; Райт, Джейсон Т. (2021), «Обзор наследия Калифорнии. I. Каталог 178 планет на основе точного мониторинга лучевых скоростей 719 близлежащих звезд за три десятилетия», Серия дополнений к астрофизическому журналу , 255 (1): 8, arXiv : 2105.11583 , Bibcode : 2021ApJS..255....8R, doi : 10.3847/1538-4365/abe23c , S2CID  235186973
  13. ^ Холл, JC; Генри, GW; Локвуд, Джорджия; Скиф, бакалавр искусств; Саар, SH (2009). «Активность и изменчивость Солнца и солнцеподобных звезд. Ii. Современная фотометрия и спектроскопия ярких солнечных аналогов». Астрономический журнал . 138 (1): 312. Бибкод : 2009AJ....138..312H. CiteSeerX 10.1.1.216.9004 . дои : 10.1088/0004-6256/138/1/312. S2CID  12332945. 
  14. ^ «* Пси Змея - двойная или множественная звезда» . СИМБАД . Проверено 21 июня 2014 г.
  15. ^ "Каталог звездных имен МАС" . Международный астрономический союз . Проверено 17 сентября 2018 г.
  16. ^ "* Бета Серпентис - Звезда в двойной системе" . СИМБАД . Проверено 12 мая 2014 г.
  17. ^ "* Beta Serpentis B - Звезда в двойной системе" . СИМБАД . Проверено 12 мая 2014 г.
  18. ^ Шая, EJ; Оллинг, Р.П. (2011). «Очень широкие двойные системы и другие сопутствующие звездные спутники: байесовский анализ каталога Hipparcos». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 192 (1): 2. arXiv : 1007.0425 . Бибкод : 2011ApJS..192....2S. дои : 10.1088/0067-0049/192/1/2. S2CID  119226823.
  19. ^ VSX (4 января 2010 г.). «Р Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 22 мая 2014 г.
  20. ^ "* Гамма Змеи - Переменная звезда" . СИМБАД . Проверено 22 мая 2014 г.
  21. ^ Би, С.-Л.; Басу, С.; Ли, Л.-Х. (2008). «Сейсмологический анализ звезд γ Serpentis и ι Leonis: звездные параметры и эволюция». Астрофизический журнал . 673 (2): 1093–1105. Бибкод : 2008ApJ...673.1093B. дои : 10.1086/521575 .
  22. ^ Мутерспо, Мэтью В.; и другие. (2010). «Архив данных дифференциальной астрометрии фаз. II. Обновленные орбиты двойных звезд и затменная двойная система с длительным периодом». Астрономический журнал . 140 (6): 1623–1630. arXiv : 1010.4043 . Бибкод : 2010AJ....140.1623M. дои : 10.1088/0004-6256/140/6/1623. S2CID  6030289.
  23. ^ Малков, О.Ю.; Тамазян, В.С.; Docobo, JA; Чулков, Д.А. (2012). «Динамические массы избранной выборки орбитальных двойных систем». Астрономия и астрофизика . 546 : А69. Бибкод : 2012A&A...546A..69M. дои : 10.1051/0004-6361/201219774 .
  24. ^ «* Дельта Змеи - двойная или множественная звезда» . СИМБАД . Проверено 18 мая 2014 г.
  25. ^ "* Дельта Серпентис B - Звезда в двойной системе" . СИМБАД . Проверено 18 мая 2014 г.
  26. ^ VSX (4 января 2010 г.). «Дельта Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 18 мая 2014 г.
  27. ^ "* 16 Серпентис - Звезда" . СИМБАД . Проверено 24 мая 2014 г.
  28. ^ Томкин, Дж.; Ламберт, Д.Л. (1986). «Содержание тяжелых элементов в мягких бариевых звездах Омикрон Девы и 16 Змей». Астрофизический журнал . 311 : 819. Бибкод : 1986ApJ...311..819T. дои : 10.1086/164821 .
  29. ^ VSX (4 января 2010 г.). «Чи Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 26 мая 2014 г.
  30. ^ Лоден, Л.О. (июль 1983 г.), «Физическое исследование скопления Большой Медведицы (с особым вниманием к пекулярным звездам А)», Серия дополнений к астрономии и астрофизике , 53 : 33–42, Бибкод : 1983A&AS...53. ..33л.
  31. ^ "* Эпсилон Змеи - Звезда" . СИМБАД . Проверено 26 мая 2014 г.
  32. ^ "* Му Серпентис - Звезда" . СИМБАД . Проверено 26 мая 2014 г.
  33. ^ Адельман, С.Дж.; Албайрак, Б. (1998). «Анализ содержания элементов с помощью спектрограмм DAO - XX. Ранние звезды эпсилон Змеи, 29 Лисичек и сигма Водолея». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 300 (2): 359. Бибкод : 1998MNRAS.300..359A. дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.01859.x .
  34. ^ Гончаров, Г.А.; Кияева, О.В. (2010). «Фотоцентрические орбиты в результате прямой комбинации наземной астрометрии с Hipparcos II. Предварительные орбиты для шести астрометрических двойных систем». Новая астрономия . 15 (3): 324–331. arXiv : 1606.08182 . Бибкод : 2010НовыйА...15..324Г. doi :10.1016/j.newast.2009.09.006. S2CID  119252073.
  35. ^ Николов, Г.; Атанасова Е.; Илиев, ИК; Паунзен Э.; Барзова И.С. (апрель 2008 г.). «Спектроскопическое определение орбиты двух карликовых звезд со слабыми металлами: HD64491 и HD141851». Вклад Астрономической обсерватории Скальнате Плесо . 38 (2): 433–434. Бибкод : 2008CoSka..38..433N.
  36. ^ Мейсон, Брайан Д.; и другие. (сентябрь 2010 г.). «Орбиты бинарных звезд. IV. Орбиты 18 южных интерферометрических пар». Астрономический журнал . 140 (3): 735–743. Бибкод : 2010AJ....140..735M. дои : 10.1088/0004-6256/140/3/735 .
  37. ^ Петри, РМ; Фиббс, Эдгар (1950). «Переопределение спектрографических орбит Йоты Пегаса и 25 Змей». Публикации Доминионской астрофизической обсерватории Виктория . 8 : 225–234. Бибкод : 1950PDAO....8..225P.
  38. ^ ВСХ; Отеро, SA (10 февраля 2012 г.). «ПТ Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 28 мая 2014 г.
  39. ^ Вундер, Э. (октябрь 1991 г.). «Периодические изменения ярких звезд RR Лиры SU Dra и VY Ser». Информационный бюллетень о переменных звездах . 3669 (1): Домашняя страница IBVS. Бибкод : 1991IBVS.3669....1W.
  40. ^ ВСХ; Отеро, SA (28 июня 2012 г.). «Тау4 Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 24 июня 2014 г.
  41. ^ Колотилов, Е.А.; Руссев, Р. М. (январь 1980 г.). «Обратный профиль P Cyg хальфы в спектре красного гиганта HD 139216 = tau4 Ser». Информационный бюллетень о переменных звездах . 1730 : 1. Бибкод : 1980IBVS.1730....1K.
  42. ^ Группа исследования формирования галактических звезд и планет. «Лекция 7: Коллапс ядер и падение» (PDF) . Кафедра физики и астрономии Толедского университета . Проверено 17 июля 2015 г.
  43. ^ Сато, Б.; Омия, М.; Харакава, Х.; Лю, Ю.-Дж.; Изумиура, Х.; Камбе, Э.; Такеда, Ю.; Ёсида, М.; Ито, Ю.; Андо, Х.; Кокубо, Э.; Ида, С. (2013). «Планеты-спутники трех эволюционировавших звезд промежуточной массы: HD 2952, HD 120084 и ω Serpentis». Публикации Астрономического общества Японии . 65 (4): 85. arXiv : 1304.4328 . Бибкод : 2013PASJ...65...85S. дои : 10.1093/pasj/65.4.85. S2CID  119248666.
  44. ^ Парсонс, СГ; Марш, ТР; Медная крупа, СМ; Диллон, В.С.; Литтлфэр, SP; Генсике, БТ; Хикман, Р. (2010). «Точные значения массы и радиуса белого карлика и карлика M малой массы в докатаклизмической двойной системе NN Serpentis». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 402 (4): 2591. arXiv : 0909.4307 . Бибкод : 2010MNRAS.402.2591P. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.16072.x. S2CID  15186725.
  45. ^ Марш, TR; Парсонс, С.Г.; Бурс, MCP; Литтлфэр, SP; Медная крупа, СМ; Диллон, В.С.; Бридт, Э.; Касерес, К.; Шрайбер, MR (2013). «Планеты вокруг NN Serpentis: все еще здесь» (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (1): 475. arXiv : 1310.1391 . Бибкод : 2014MNRAS.437..475M. doi : 10.1093/mnras/stt1903. S2CID  53954504.
  46. ^ Эндл, Майкл; Хатцес, Арти П.; Кокран, Уильям Д.; Макартур, Барбара; Прието, Карлос Альенде; Полсон, Дайан Б.; Гюнтер, Эйке; Бедалов, Ана (2004). «HD 137510: Оазис в пустыне коричневых карликов». Астрофизический журнал . 611 (2): 1121–1124. arXiv : astro-ph/0404584 . Бибкод : 2004ApJ...611.1121E. дои : 10.1086/422310. S2CID  119062344.
  47. ^ Фонсека, Э.; Лестница, IH; Торсетт, SE (2014). «Комплексное исследование релятивистской гравитации с использованием PSR B1534 + 12». Астрофизический журнал . 787 (1): 82. arXiv : 1402.4836 . Бибкод : 2014ApJ...787...82F. дои : 10.1088/0004-637X/787/1/82. S2CID  119198979.
  48. ^ Дюрант, М.; Каргальцев О.; Волков И.; Павлов, Г.Г. (2011). «Орбитальное изменение рентгеновского излучения двойной нейтронной звезды J1537 + 1155». Астрофизический журнал . 741 (1): 65. arXiv : 1108.3330 . Бибкод : 2011ApJ...741...65D. дои : 10.1088/0004-637X/741/1/65. S2CID  119200269.
  49. ^ Хеккер, С.; Аэртс, К. (2010). «Вариации профиля линии стохастически возбужденных колебаний в четырех эволюционировавших звездах». Астрономия и астрофизика . 515 : А43. arXiv : 1002.2212 . Бибкод : 2010A&A...515A..43H. дои : 10.1051/0004-6361/200912777. S2CID  30911563.
  50. ^ Табур, В.; и другие. (декабрь 2010 г.), «Отношения периода и светимости пульсирующих гигантов M в окрестностях Солнца и Магеллановых облаков», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 409 (2): 777–788, arXiv : 1007.2974 , Bibcode : 2010MNRAS.409 ..777T, doi :10.1111/j.1365-2966.2010.17341.x, S2CID  118411237
  51. ^ ab «Xi Serpentis - спектроскопическая двойная система». СИМБАД . Проверено 21 июня 2014 г.
  52. ^ Грей, RO; и другие. (Июль 2006 г.), «Вклад в проект близлежащих звезд (NStars): спектроскопия звезд раньше, чем M0, в пределах 40 пк - Южная выборка», The Astronomical Journal , 132 (1): 161–170, arXiv : astro-ph/ 0603770 , Bibcode : 2006AJ....132..161G, номер doi : 10.1086/504637, S2CID  119476992.
  53. ^ Хальбвакс, JL (1981). «Список предполагаемых угловых разделений спектроскопических двойных систем». Приложение по астрономии и астрофизике . 44 : 47. Бибкод : 1981A&AS...44...47H.
  54. ^ Бояджян, Табета С.; и другие. (Июль 2013). «Звездные диаметры и температуры. III. Звезды A, F, G и K главной последовательности: дополнительные высокоточные измерения и эмпирические соотношения». Астрофизический журнал . 771 (1): 31. arXiv : 1306.2974 . Бибкод : 2013ApJ...771...40B. дои : 10.1088/0004-637X/771/1/40. S2CID  14911430. 40.См. Таблицу 3.
  55. ^ "Ню Серпентис - Звезда в двойной системе" . СИМБАД . Проверено 20 июня 2014 г.
  56. ^ "Омикрон Серпентис - переменная звезда типа дельта Sct" . СИМБАД . Проверено 20 июня 2014 г.
  57. ^ "Зета Серпентис - Звезда" . СИМБАД . Проверено 20 июня 2014 г.
  58. ^ «BD-12 4724 - Звезда в двойной системе» . СИМБАД . Проверено 20 июня 2014 г.
  59. ^ VSX (4 января 2010 г.). «Омикрон Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 20 июня 2014 г.
  60. ^ Павленко, Е.П.; Бочков В.В.; Васильяновская, ОП (1996). «9,6-летняя периодичность симбиотических новых RT Ser (1909) во время распада вспышки с 1940 по 1994 год». Астрофизика . 39 (1): 15–19. Бибкод : 1996Ap.....39...15P. дои : 10.1007/BF02044949. S2CID  120532937.
  61. ^ ВСХ; Осборн, В. (1 апреля 2014 г.). «РТ Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 28 мая 2014 г.
  62. ^ Тилли, ЕС (1943). «Спектрографическое исследование тройной системы в 59 D Serpentis». Астрофизический журнал . 98 : 347. Бибкод : 1943ApJ....98..347T. дои : 10.1086/144577.
  63. ^ Абт, HA (2009). «МК-классификации спектроскопических двойных систем». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 180 (1): 117–118. Бибкод : 2009ApJS..180..117A. дои : 10.1088/0067-0049/180/1/117. S2CID  122811461.
  64. ^ «HD 169986 - Звезда в двойной системе» . СИМБАД . Проверено 25 мая 2014 г.
  65. ^ VSX (4 января 2010 г.). «д Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 25 мая 2014 г.
  66. ^ VSX (28 апреля 2010 г.). «ФХ Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 23 июня 2014 г.
  67. ^ Хамагучи, К.; Терада, Х.; Бамба, А.; Кояма, К. (2000). «Большая рентгеновская вспышка от Herbig Be Star MWC 297». Астрофизический журнал . 532 (2): 1111. arXiv : astro-ph/9911120 . Бибкод : 2000ApJ...532.1111H. дои : 10.1086/308607. S2CID  1508384.
  68. ^ Акке, Б.; Верхолст, Т.; ван ден Анкер, Мэн; Дероо, П.; Велкенс, К.; Шено, О.; Татулли, Э.; Бенисти, М.; Пуга, Э.; Уотерс, LBFM; Верховев, А.; де Котер, А. (2008). «MWC 297: молодая звезда большой массы, вращающаяся с критической скоростью». Астрономия и астрофизика . 485 (1): 209–221. arXiv : 0804.1212 . Бибкод : 2008A&A...485..209A. дои : 10.1051/0004-6361:200809654. S2CID  4794509.
  69. ^ Рипепи, В.; Бернабей, С.; Маркони, М.; Руоппо, А.; Палла, Ф.; Монтейро, MJPFG; Маркес, JP; Феррара, П.; Маринони, С.; Терранегра, Л. (2007). «Открытие пульсации δ Щита у звезды Хербига Ae VV Serpentis». Астрономия и астрофизика . 462 (3): 1023. arXiv : astro-ph/0610194 . Бибкод : 2007A&A...462.1023R. дои : 10.1051/0004-6361:20065728. S2CID  16241531.
  70. ^ Алонсо-Альби, Т.; Фуэнте, А.; Бачиллер, Р.; Нери, Р.; Планесас, П.; Тести, Л. (2008). «Пыльный диск вокруг В.В. Змеи». Астрофизический журнал . 680 (2): 1289–1294. arXiv : 0802.4152 . Бибкод : 2008ApJ...680.1289A. дои : 10.1086/587935. S2CID  118405939.
  71. ^ ВСХ; Отеро, SA (23 ноября 2011 г.). «ВВ Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 28 мая 2014 г.
  72. ^ Ридпат, Ян, изд. (2012). «ЮС звезда Ориона». Словарь астрономии (2-е изд.). Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. doi : 10.1093/acref/9780199609055.001.0001. ISBN 9780191739439. Проверено 8 августа 2015 г.
  73. ^ VSX (4 января 2010 г.). «МВ Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 25 мая 2014 г.
  74. ^ Лопес-Гарсия, З.; Адельман, С.Дж.; Пинтадо, ОИ (2001). «Исследование содержания элементов CP-звезд». Астрономия и астрофизика . 367 (3): 859–864. Бибкод : 2001A&A...367..859L. дои : 10.1051/0004-6361:20000438 .
  75. ^ "HR 7008 - Звезда в скоплении" . СИМБАД . Проверено 14 декабря 2014 г.
  76. ^ Андриевский, С.М.; Горлова Н.И.; Клочкова В.Г.; Ковтюч В.В.; Панчук В.Е. (1999). «Богатый литием сверхгигант HD172365». Астрономические Нахрихтен . 320 (1): 35–41. Бибкод : 1999AN....320...35A. doi :10.1002/1521-3994(199903)320:1<35::aid-asna35>3.0.co;2-f.
  77. ^ Ибаноглу, К.; Эврен, С.; Таш, Г.; Чакырлы, О.; Бозкурт З.; Афшар, М.; Сипахи, Э.; Даль, штат Ха; Оздаркан, О.; Чамурдан, ДЗ; Чамурдан, М.; Фраска, А. (2009). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения избранных двойных систем типа Алголя - IV. V799 Cassiopeiae, BX Piscium и HD 172189». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 392 (2): 757. Бибкод : 2009MNRAS.392..757I. дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.14087.x .
  78. ^ Коста, Дж. Э.; Мишель, Э.; Пенья, Дж.; Криви, О.; Ли, З.П.; Шевретон, М.; Бельмонте, Дж.А.; Альварес, М.; Фокс Мачадо, Л.; Паррао, Л.; Перес Эрнендес, Ф.; Фернандес А.; Фреми, младший; Пау, С.; Алонсо, Р. (2007). «Пульсационные частоты затменной звезды δ Щита HD 172189. Результаты кампании STEPHI XIII». Астрономия и астрофизика . 468 (2): 637–642. arXiv : 0706.4083 . Бибкод : 2007A&A...468..637C. дои : 10.1051/0004-6361:20065784.
  79. ^ Гутьеррес-Сото, Дж.; Фабрегат, Дж.; Сусо, Дж.; Суарес, Х.К.; Мойя, А.; Гарридо, Р.; Юбер, А.-М.; Флоке, М.; Найнер, К.; Фрема, Ю. (2007). «Мультипериодические пульсации в Be-звездах NW Serpentis и V1446 Aquilae». Астрономия и астрофизика . 472 (2): 565–570. Бибкод : 2007A&A...472..565G. дои : 10.1051/0004-6361:20077414 .
  80. ^ Де Беккер, М.; Рау, Г.; Бломм, Р.; Питтард, Дж. М.; Стивенс, ИК; Рунакрес, MC (2005). «Наблюдение XMM-Ньютона кратной системы HD 167971 (O5-8V + O5-8V + (O8I)) и молодого рассеянного скопления NGC 6604». Астрономия и астрофизика . 437 (3): 1029–1046. arXiv : astro-ph/0503471 . Бибкод : 2005A&A...437.1029D. дои : 10.1051/0004-6361:20052810. S2CID  16980385.
  81. ^ Ибаноглу, К.; Чакырли, О.; Сипахи, Э. (2013). «MY Serpentis: тройная система большой массы в ассоциации Ser OB2». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (1): 750–758. arXiv : 1308.4971 . Бибкод : 2013MNRAS.436..750I. doi : 10.1093/mnras/stt1616. S2CID  119246895.
  82. ^ VSX (4 января 2010 г.). «В411 Серпентис». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 25 мая 2014 г.
  83. ^ Конти, PS; Эббетс, Д.; Мэсси, П.; Ниемела, В.С. (1980). «Спектроскопические исследования двойных О-типа. V - Системы HD 166734». Астрофизический журнал . 238 : 184. Бибкод : 1980ApJ...238..184C. дои : 10.1086/157971.
  84. ^ Хубриг, С.; Кэрролл, штат Техас; Гонсалес, Дж. Ф.; Шоллер, М.; Ильин И.; Саффе, К.; Кастелли, Ф.; Леоне, Ф.; Джарруссо, М. (2014). «Магнитное поле HD 161701, единственной двойной системы, состоящей из первичной Hg Mn и вторичной Ap». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 440 : L6–L10. Бибкод : 2014MNRAS.440L...6H. дои : 10.1093/mnrasl/slu012 . hdl : 11336/4902 .
  85. ^ Вейланд, JL; Шор, Северная Каролина; Бивер, Э.А.; Лайонс, RW; Розенблатт, Э.И. (1995). «Наблюдения на спектрографе высокого разрешения Годдарда взаимодействующей двойной системы W Serpentis». Астрофизический журнал . 447 : 401. Бибкод : 1995ApJ...447..401W. дои : 10.1086/175883.
  86. ^ Менникент, RE; Колачковски, З. (2009). «Взаимодействующие среды бинарных звезд и связь W Ser - DPV - Алгол». Интерферометрический взгляд на горячие звезды . 38 : 23–26. arXiv : 0904.1539 . Бибкод : 2010RMxAC..38...23M.
  87. ^ Каппа, CE (2002). «Радиоконтинуум VLA и наблюдения IRAS кольцевых туманностей вокруг WR 101 и WR 113». Астрономический журнал . 123 (6): 3348–3355. Бибкод : 2002AJ....123.3348C. дои : 10.1086/340725 .
  88. ^ Давид-Ураз, Александр (2012). «Использование MOST для раскрытия секретов озорного двоичного файла CV Ser Вольфа-Райе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (3): 1720–1730. arXiv : 1207.6032 . Бибкод : 2012MNRAS.426.1720D. дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21736.x.
  89. ^ Линь, Даченг (2012). «Спектральная эволюция вдоль Z-трека рентгеновской двойной звезды яркой нейтронной звезды GX 17+2». Астрофизический журнал . 756 (1): 34. arXiv : 1207.1107 . Бибкод : 2012ApJ...756...34L. дои : 10.1088/0004-637X/756/1/34. S2CID  10083273.
  90. ^ Борнак, Джиллиан (2009). «Возможный период эпизодов просветления K-диапазона GX 17 + 2». Астрофизический журнал . 701 (2): Л110–Л113. arXiv : 0907.4348 . Бибкод : 2009ApJ...701L.110B. дои : 10.1088/0004-637X/701/2/L110. S2CID  18361338.
  91. ^ Корнелис, Р. (2002). «Четырехчасовой взрыв от Змеи X-1». Астрономия и астрофизика . 382 (1): 174–177. arXiv : astro-ph/0111263 . Бибкод : 2002A&A...382..174C. дои : 10.1051/0004-6361:20011591. S2CID  16830958.
  92. ^ Каталог неба 2000.0, Том 2: Двойные звезды, переменные звезды и незвездные объекты (под редакцией Алана Хиршфельда и Роджера В. Синнотта, 1985), Глава 3: Глоссарий избранных астрономических названий.
  93. ↑ Небо и телескоп, ноябрь 1961 г., стр. 263.
  94. ^ Указатель названий глубокого космоса 2000.0 - Хью К. Мэддокс (Foxon-Maddocks Associates, 1991).
  95. ^ Бэйлер-Джонс, Калифорния; Рыбицкий, Дж; Андре, Р.; Фуэнеа, М. (2018). «Новые встречи звезд обнаружены во втором выпуске данных Gaia». Астрономия и астрофизика . 616 : А37. arXiv : 1805.07581 . Бибкод : 2018A&A...616A..37B. дои : 10.1051/0004-6361/201833456. S2CID  56269929.
  96. ^ Берски, Филип; Дыбчинский, Петр А. (01 ноября 2016 г.). «Gliese 710 пройдет мимо Солнца еще ближе». Астрономия и астрофизика . 595 : Л10. Бибкод : 2016A&A...595L..10B. дои : 10.1051/0004-6361/201629835 . ISSN  0004-6361.
  97. ^ Гарсиа-Санчес, Дж.; и другие. (1999). «Встречи звезд с облаком Оорта по данным Hipparcos». Астрономический журнал . 117 (2): 1042–1055. Бибкод : 1999AJ....117.1042G. дои : 10.1086/300723 . S2CID  122929693.
  98. ^ Фроммерт, Х.; Кронберг, К. (21 августа 2007 г.). «Мессье 5». СЭДС . Проверено 16 декабря 2014 г.
  99. ^ Пауст, NEQ; Рид, Индиана; Пиотто, Г.; Апарисио, А.; Андерсон, Дж.; Сараджедини, А.; Бедин, ЛР; Шабойе, Б.; Доттер, А.; и другие. (2010). «Обзор шаровых скоплений галактик ACS. VIII. Влияние окружающей среды на глобальные функции масс шаровых скоплений». Астрономический журнал . 139 (2): 476. Бибкод : 2010AJ....139..476P. дои : 10.1088/0004-6256/139/2/476. HDL : 2152/34371 . S2CID  120965440.
  100. ^ Зейдль, Б.; Хурта, Зс.; Юрчик, Дж.; Клемент, К.; Ловас, М. (2011). «Долгосрочный фотометрический мониторинг переменных Мессье 5 - I. Изменения периода звезд типа RR Лиры». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 411 (3): 1744–1762. arXiv : 1010.1115 . Бибкод : 2011MNRAS.411.1744S. дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17815.x. S2CID  118519067.
  101. ^ Харрис, Уильям Э. (1996). «Каталог параметров шаровых скоплений Млечного Пути». Астрономический журнал . 112 : 1487. Бибкод : 1996AJ....112.1487H. дои : 10.1086/118116.
  102. ^ Фрейре, PCC; Вольщан, А.; ван ден Берг, М.; Хессельс, JWT (2008). «Массивная нейтронная звезда в шаровом скоплении M5». Астрофизический журнал . 679 (2): 1433–1442. arXiv : 0712.3826 . Бибкод : 2008ApJ...679.1433F. дои : 10.1086/587832. S2CID  118743395.
  103. ^ Вио, Н.; Кателан, М.; Стетсон, П.Б.; Раффельт, Г.Г.; Редондо, Дж.; Валькарсе, ААР; Вайс, А. (2013). «Ограничения физики частиц из шарового скопления M5: дипольные моменты нейтрино». Астрономия и астрофизика . 558 : А12. arXiv : 1308.4627 . Бибкод : 2013A&A...558A..12В. дои : 10.1051/0004-6361/201322004. S2CID  59056210.
  104. ^ Куттс Клемент, Кристин М.; Сойер Хогг, Хелен (август 1977 г.). «Яркие переменные звезды в Мессье 5». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 71 : 281. Бибкод : 1977JRASC..71..281C . Проверено 1 марта 2021 г.
  105. ^ "Наблюдения Уильяма Гершеля за объектами Мессье". www.messier.seds.org . Студенты за исследование и освоение космоса . Проверено 1 марта 2021 г.
  106. ^ Ибата, Р.; Гибсон, Б. (2007). «Призраки прошлых галактик». Научный американец . 296 (4): 40–5. Бибкод : 2007SciAm.296d..40I. doi : 10.1038/scientificamerican0407-40. PMID  17479629. S2CID  45284760.
  107. ^ Мартелл, SL; Смит, Г.Х.; Гриллмайр, CJ (2002). «Новое измерение Паломара 5». Американское астрономическое общество, 201-е собрание ААС, № 07.11; Бюллетень Американского астрономического общества . 34 : 1103. Бибкод : 2002AAS...201.0711M.
  108. ^ Чен, CW; Чен, WP (октябрь 2010 г.), «Морфологическое искажение галактических шаровых скоплений», The Astrophysical Journal , 721 (2): 1790–1819, Бибкод : 2010ApJ...721.1790C, doi : 10.1088/0004-637X/721/2 /1790 г.
  109. ^ Кларк, ФО; Джонсон, доктор медицинских наук (1981). «Система межзвездных облаков L134-L183-L1778». Астрофизический журнал, Часть 1 . 247 : 104–111. Бибкод : 1981ApJ...247..104C. дои : 10.1086/159014.
  110. ^ Цернис, К.; Стрейжис, В. (1992). «На расстоянии высокоширотного темного облака LYNDS 134 в Змее». Балтийская астрономия . 1 (2): 163. Бибкод :1992БалтА...1..163С. дои : 10.1515/astro-1992-0204 .
  111. ^ Лехтинен, К.; Маттила, К.; Лемке, Д.; Джувела, М.; Прусти, Т.; Лаурейс, Р. (2003). «Инфракрасные наблюдения допротозвездных источников в Линдсе 183». Астрономия и астрофизика . 398 (2): 571–581. arXiv : astro-ph/0209617 . Бибкод : 2003A&A...398..571L. дои : 10.1051/0004-6361:20021411. ISSN  0004-6361. S2CID  15841960.
  112. ^ Пагани, Л.; Бакманн, А.; Мотт, Ф.; Камбрези, Л.; Фич, М.; Лагаш, Г.; Мивиль-Дешен, магистр искусств; Пардо, младший; Аппони, Эй Джей (2004). «Возвращение к L183 (L134N)». Астрономия и астрофизика . 417 (2): 605–613. Бибкод : 2004A&A...417..605P. дои : 10.1051/0004-6361:20034087 . ISSN  0004-6361.
  113. ^ Кирк, Джейсон М.; Кратчер, Ричард М.; Уорд-Томпсон, Дерек (2009). «Наблюдения за картированием L183 BIMA N2H + 1-0: фрагментация и раскрутка в коллапсирующем, намагниченном, вращающемся дозвездном ядре». Астрофизический журнал . 701 (2): 1044–1052. arXiv : 0906.3632 . Бибкод : 2009ApJ...701.1044K. дои : 10.1088/0004-637X/701/2/1044. ISSN  0004-637X. S2CID  119251856.
  114. ^ Джувела, М.; Маттила, К.; Лехтинен, К.; Лемке, Д.; Лаурейс, Р.; Прусти, Т. (2002). «Наблюдения Линдса 183 в дальнем инфракрасном и молекулярном диапазоне - Исследования холодного газа и пыли». Астрономия и астрофизика . 382 (2): 583–599. arXiv : astro-ph/0111216 . Бибкод : 2002A&A...382..583J. дои : 10.1051/0004-6361:20011539. ISSN  0004-6361. S2CID  17367806.
  115. ^ "Результаты NED для объекта NGC 5962" . Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . Проверено 3 июня 2015 г.
  116. ^ Хиль Де Пас, Армандо; Буасье, Самуэль; Мадор, Барри Ф.; Зайберт, Марк; Джо, Янг Х.; Боселли, Алессандро; Уайдер, Тед К.; Тилкер, Дэвид; Бьянки, Лусиана; и другие. (2007). «Ультрафиолетовый атлас близлежащих галактик GALEX». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 173 (2): 185–255. arXiv : astro-ph/0606440 . Бибкод : 2007ApJS..173..185G. дои : 10.1086/516636. S2CID  119085482.
  117. ^ Я, Мёншин; и другие. (февраль 2019 г.). «Интенсивный мониторинг близлежащих галактик (IMSNG)». Журнал Корейского астрономического общества . 52 (1): 11–21. arXiv : 1901.11353 . Бибкод : 2019JKAS...52...11I. дои : 10.5303/JKAS.2019.52.1.11. S2CID  119394084.
  118. ^ Мао, Яо-Юань; и другие. (февраль 2021 г.). «Обзор SAGA. II. Построение статистической выборки спутниковых систем вокруг галактик, подобных Млечному Пути». Астрофизический журнал . 907 (2): 35. arXiv : 2008.12783 . Бибкод : 2021ApJ...907...85M. дои : 10.3847/1538-4357/abce58 . S2CID  221376962. 85.
  119. ^ «Результаты NED для объекта NGC 5921» . Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . Проверено 3 июня 2015 г.
  120. ^ Гал-Ям, А.; Шеммер, О.; Данн, Дж. (2001). «Сверхновая 2001X в NGC 5921». Циркуляр МАС . 7602 : 2. Бибкод : 2001IAUC.7602....2G.
  121. ^ Эрнандес-Толедо, HM; Зендехас-Домингес, Ж.; Авила-Риз, В. (2007). «BVRISПоверхностная фотометрия изолированных спиральных галактик». Астрономический журнал . 134 (6): 2286–2307. arXiv : 0705.2041 . Бибкод : 2007AJ....134.2286H. дои : 10.1086/521358. S2CID  15196263.
  122. ^ Стокдейл, CJ; Хейм, MS; Вандревала, CM; Бауэр, FE; ван Дайк, SD; Вейлер, КВ; Пули, Д.; Иммлер, С.; Дваркадас, В. (2009). «Сверхновые 1996aq и 2004dk». Центральное бюро электронных телеграмм . 1714 : 1. Бибкод : 2009CBET.1714....1S.
  123. ^ abcd Уилкинс, Джейми; Данн, Роберт (2006). 300 астрономических объектов: визуальный справочник по Вселенной (1-е изд.). Буффало, Нью-Йорк: Firefly Books. ISBN 978-1-55407-175-3.
  124. ^ Гонсалес Дельгадо, Роза М.; Перес, Энрике (август 1996 г.). «Округъядерная область сейфертовской галактики 2 NGC 5953». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 281 (3): 781–798. Бибкод : 1996MNRAS.281..781G. дои : 10.1093/mnras/281.3.781 .
  125. ^ Роулингс, С.; Сондерс, Р; Миллер, П.; Джонс, Мэн; Илс, ЮАР (1990). «Новая идентификация гигантского радиоисточника 3C326». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 246 (3): 21. Бибкод : 1990MNRAS.246P..21R.
  126. ^ Гиллард, П.; Буланже, Ф.; Ленерт, доктор медицины; Пино де Форе, Ж.; Комбс, Ф.; Фальгароне, Э.; Бернар-Салас, Ж. (2015). «Исключительная турбулентность, вызванная АЯГ, препятствует звездообразованию в радиогалактике 3C 326N». Астрономия и астрофизика . 574 : 15. arXiv : 1410,6155 . Бибкод : 2015A&A...574A..32G. дои : 10.1051/0004-6361/201423612. S2CID  37207279.
  127. ^ Канов, Калин Н.; Саразин, Крейг Л.; Хикс, Амалия К. (2006). «Чандра , наблюдающая за взаимодействием радиоисточника и охлаждающего ядра в Абелле 2063». Астрофизический журнал . 653 (1): 184–192. arXiv : astro-ph/0609037 . Бибкод : 2006ApJ...653..184K. дои : 10.1086/508862. S2CID  15635049.
  128. ^ Кремпец-Кригер, Дж.; Кригер, Б. (1999). «Взаимодействие скопления Абеля 2063 и группы галактик MKW3». Акта Астрономика . 49 : 403. Бибкод : 1999AcA....49..403K.
  129. ^ Джацинтуччи, С.; Маццотта, П.; Брунетти, Дж.; Вентури, Т.; Барделли, С. (2006). «Свидетельства нагрева газа центральным АГН в MKW 3s». Астрономические Нахрихтен . 327 (5–6): 573–574. Бибкод : 2006AN....327..573G. дои : 10.1002/asna.200610594.
  130. ^ О'Салливан, Юэн; Джачинтуччи, Симона; Дэвид, Лоуренс П.; Вртилек, Ян М.; Райчаудхури, Сомак (2011). «Глубокое наблюдение Чандрой бедного скопления AWM 4 - II. Роль радиоджетов в обогащении внутрикластерной среды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 411 (3): 1833–1842. arXiv : 1010.0610 . Бибкод : 2011MNRAS.411.1833O. дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17812.x. S2CID  118394119.
  131. ^ Вентури, Т.; Даллакаса, Д.; Стефаначи, Ф. (2004). «Радиогалактики в охлаждающихся скоплениях ядра. Возобновление активности в ядре 3C 317?». Астрономия и астрофизика . 422 (2): 515–522. arXiv : astro-ph/0404571 . Бибкод : 2004A&A...422..515В. дои : 10.1051/0004-6361:20040089. S2CID  14761769.
  132. ^ Ли, Мён Гюн; Ким, Ынхёк; Гейслер, Дуг; Бриджес, Терри; Эшман, Кейт (2002). «Сравнительное исследование систем шаровых скоплений в UGC 9799 и NGC 1129». Внегалактические звездные скопления . 207 : 330. arXiv : astro-ph/0109248 . Бибкод : 2002IAUS..207..330L.
  133. ^ Шейвер, Пенсильвания; Робертсон, Дж. Г. (1985). "Близкая пара QSO Q1548+114A,B". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 212 : 15П–20П. Бибкод : 1985MNRAS.212P..15S. дои : 10.1093/mnras/212.1.15p .
  134. ^ Класкенс, Ж.-Ф.; Ли, Д.-В.; Реми, М.; Слюзе, Д.; Сурдей, Дж. (2000). «Ограничения массы QSO в результате исследований пар квазаров с помощью гравитационного линзирования. Случаи Q1548 + 114 A & B и Q1148 + 0055 A & B». Астрономия и астрофизика . 356 : 840. Бибкод : 2000A&A...356..840C.
  135. ^ Эванс, Дэниел А.; Фонг, Вэнь-Фай; Хардкасл, Мартин Дж.; Крафт, Ральф П.; Ли, Джулия С.; Уорролл, Диана М.; Биркиншоу, Марк; Кростон, Джудит Х.; Макслоу, Том ВБ (2008). «Радиорентгеновское исследование взаимодействия джета/галактики-спутника в 3C 321». Астрофизический журнал . 675 (2): 1057–1066. arXiv : 0712.2669 . Бибкод : 2008ApJ...675.1057E. дои : 10.1086/527410. S2CID  15820696.
  136. ^ Февр, О. Ле; Хаммер, Ф.; Ноттале, Л.; Матез, Г. (25 марта 1987 г.). «Является ли 3C324 первой гигантской галактикой с гравитационными линзами?». Природа . 326 (6110): 268–269. Бибкод : 1987Natur.326..268L. дои : 10.1038/326268a0. S2CID  4334323.
  137. ^ Ямада, Тору; Кадзисава, Масару; Танака, Ичи; Майхара, Тошинори; Ивамуро, Фумихидэ; Терада, Хироши; Гото, Мива; Мотохара, Кентаро; Танабе, Хирохиса (2000). «Изображение мощной радиогалактики 3C 324 с высоким разрешением в ближнем инфракрасном диапазоне на z = 1,21 с помощью телескопа Subaru». Публикации Астрономического общества Японии . 52 (1): 43–51. arXiv : astro-ph/0002390 . Бибкод : 2000PASJ...52...43Y. дои : 10.1093/pasj/52.1.43. ISSN  0004-6264. S2CID  7386303.
  138. ^ Тревес, А.; Фаломо, Р.; Усленги, М. (2007). «На дистанции ПГ 1553+11». Астрономия и астрофизика . 473 (3): Л17–Л19. arXiv : 0709.1271 . Бибкод : 2007A&A...473L..17T. дои : 10.1051/0004-6361: 20078290. ISSN  0004-6361. S2CID  18568519.
  139. ^ Абдо, А.А.; Акерманн, М.; Аджелло, М.; Этвуд, ВБ; Аксельссон, М.; Бальдини, Л.; Балет, Дж.; Барбиеллини, Дж.; Бастиери, Д.; и другие. (2010). «Ферми-наблюдения очень жесткого гамма-блазара PG 1553 + 113». Астрофизический журнал . 708 (2): 1310–1320. arXiv : 0911.4252 . Бибкод : 2010ApJ...708.1310A. дои : 10.1088/0004-637X/708/2/1310. ISSN  0004-637X. S2CID  122637947.
  140. ^ Абрамовский, А.; Агаронян Ф.; Бенхали, Ф. Айт; Ахперджанян, А.Г.; Ангунер, Э.О.; Бэкес, М.; Балендеран, С.; Бальцер, А.; Барначка, А. ; и другие. (2015). «Вспышка PG 1553+113 2012 года, замеченная с помощью HESS и Fermi-LAT». Астрофизический журнал . 802 (1): 65. arXiv : 1501.05087 . Бибкод : 2015ApJ...802...65A. дои : 10.1088/0004-637X/802/1/65. ISSN  1538-4357. S2CID  115133160.
  141. ^ Горосабель, Дж.; Кастро-Тирадо, AJ; Вольф, К.; Хайдт, Дж.; Зейтц, Т.; Томмс, Э.; Бартолини, К.; Гварниери, А.; Масетти, Н.; и другие. (1998). «Оптическое исследование поля GRB 970111, начавшееся через 19 часов после гамма-всплеска». Астрономия и астрофизика . 339 : 719–728. arXiv : astro-ph/9809034 . Бибкод : 1998A&A...339..719G.
  142. ^ Фероци, М.; Антонелли, Луизиана; Гуайнацци, М.; Мюллер, Дж. М.; Коста, Э.; Пиро, Л.; Ин 'т Занд, JJM; Фронтера, Ф.; Дал Фиуме, Д.; и другие. (1998). «Последующий поиск BeppoSAX рентгеновского послесвечения GRB970111». Астрономия и астрофизика . 332 : Л29. arXiv : astro-ph/9803015 . Бибкод : 1998A&A...332L..29F.
  143. ^ Тён, CC; Канн, Д.А.; Йоханнессон, Г.; Сельж, Дж. Х.; Яунсен, АО; Финбо, JPU; Акерлоф, CW; Балиян, Канзас; Бартолини, К.; и другие. (2010). «Фотометрия и спектроскопия GRB 060526: детальное исследование послесвечения и родительской галактики гамма-всплеска с az = 3,2». Астрономия и астрофизика . 523 : А70. arXiv : 0806.1182 . Бибкод : 2010A&A...523A..70T. дои : 10.1051/0004-6361/200810340. S2CID  9031695.
  144. ^ Кун, Майкл А.; Хилленбранд, Линн А.; Силлс, Элисон; Фейгельсон, Эрик Д.; Гетман, Константин В. (2018). «Кинематика молодых звездных скоплений и связей с Gaia DR2». Астрофизический журнал . 870 (1): 32. arXiv : 1807.02115 . Бибкод : 2019ApJ...870...32K. дои : 10.3847/1538-4357/aaef8c . S2CID  119328315.
  145. ^ Леви, Дэвид Х. (2005). Объекты глубокого неба . Книги Прометея. стр. 112–113. ISBN 1-59102-361-0.
  146. ^ ab Форбс, Д. (2000). «Ассоциация Serpens OB2 и ее тепловой «дымоход»». Астрономический журнал . 120 (5): 2594–2608. Бибкод : 2000AJ....120.2594F. дои : 10.1086/316822 .
  147. ^ Барбон, Р.; Карраро, Дж.; Мунари, У.; Цвиттер, Т.; Томаселла, Л. (2000). «Спектроскопия и BVIC-фотометрия молодого рассеянного скопления NGC 6604». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 144 (3): 451. arXiv : astro-ph/0004012 . Бибкод : 2000A&AS..144..451B. дои : 10.1051/аас: 2000193. S2CID  6514418.
  148. ^ Рейпурт, Б. (2008). «Молодое скопление NGC 6604 и Ассоциация Змей OB2». Справочник по областям звездообразования, Том II: Публикации монографии The Southern Sky ASP . 5 : 590. Бибкод : 2008hsf2.book..590R.
  149. ^ Герцог, AD; Сандерс, WL; Сеггевисс, В. (1975). «Членство и фотометрия рассеянного скопления IC 4756». Астрономия и астрофизика . 19 : 211–234. Бибкод : 1975A&AS...19..211H.
  150. ^ Алькаино, Г. (1965). «Фотоэлектрическое исследование галактических скоплений IC 4665 и IC 4756». Вестник / Обсерватория Лоуэлла . 6 (7): 167–172. Бибкод : 1965LowOB...6..167A.
  151. ^ Фелпс, РЛ; Джейнс, Калифорния; Монтгомери, Калифорния (1994). «Развитие галактического диска: поиск старейших рассеянных скоплений». Астрономический журнал . 107 : 1079. Бибкод : 1994AJ....107.1079P. дои : 10.1086/116920 .
  152. ^ Теста, Винченцо; Корси, Карло Э.; Андреуцци, Глория; Янникола, Джачинто; Маркони, Джанни; Пьерсимони, Анна Марина; Буонанно, Роберто (2001). «Морфология горизонтальных ветвей и плотная среда: наблюдения космическим телескопом Хаббла шаровых скоплений NGC 2298, 5897, 6535 и 6626». Астрономический журнал . 121 (2): 916–934. Бибкод : 2001AJ....121..916T. дои : 10.1086/318752 . S2CID  118936939.
  153. ^ Сараджедини, Ата (1994). «ПЗС-фотометрия галактического шарового скопления NGC 6535 в полосах пропускания B и V». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 106 : 404. Бибкод : 1994PASP..106..404S. дои : 10.1086/133392 .
  154. ^ Тутилл, PG; Ллойд, JP (2007). «Симметричная биполярная туманность вокруг MWC 922». Наука . 316 (5822): 247. Бибкод : 2007Sci...316..247T. дои : 10.1126/science.1135950. PMID  17431173. S2CID  15439363.
  155. ^ Пламмер, А.; Отеро, SA (27 марта 2013 г.). «МВК 922». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 11 мая 2014 г.
  156. ^ Отеро, ЮАР; Уотсон, К.; Уилс, П. «Обозначения типов переменных звезд в VSX». Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 11 мая 2014 г.
  157. ^ Джонс, Д.; Ллойд, М.; Сантандер-Гарсия, М.; Лопес, Дж.А.; Миберн, Дж.; Митчелл, Д.Л.; О'Брайен, Ти Джей; Поллакко, Д.; Рубио-Диес, ММ; и другие. (2010). «Абель 41: Формирование планетарной туманности двойной центральной звездой». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 408 (4): 2312. arXiv : 1006.5873 . Бибкод : 2010MNRAS.408.2312J. дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17277.x. S2CID  119310966.
  158. ^ Тафалла, М.; Майерс, ПК; Мардонес, Д.; Бачиллер, Р. (2000). «L483: Протозвезда, переходящая из класса 0 в класс I». Астрономия и астрофизика . 359 : 967. arXiv : astro-ph/0005525 . Бибкод : 2000A&A...359..967T.
  159. ^ Коннелли, MS; Ходапп, КВ; Фуллер, Джорджия (2009). «Фотометрически и морфологически переменная инфракрасная туманность в L483». Астрономический журнал . 137 (3): 3494. arXiv : 0811.1232 . Бибкод : 2009AJ....137.3494C. дои : 10.1088/0004-6256/137/3/3494. S2CID  17056166.
  160. ^ Оливейра, И.; Мерин, Б.; Понтоппидан, КМ; ван Дишок, EF (2013). «Физическая структура протопланетных дисков: скопление Змеи по сравнению с другими регионами». Астрофизический журнал . 762 (2): 128. arXiv : 1212.3340 . Бибкод : 2013ApJ...762..128O. дои : 10.1088/0004-637X/762/2/128. S2CID  119114877.
  161. ^ Дзиб, С.; Лойнар, Л.; Миодушевский, А.Дж.; Боден, А.Ф.; Родригес, LF; Торрес, РМ (2010). «Определение VLBA расстояния до близлежащих областей звездообразования. IV. Предварительное расстояние до прото-Хербига Ae Be Star EC 95 в ядре Змеи». Астрофизический журнал . 718 (2): 610. arXiv : 1003.5900 . Бибкод : 2010ApJ...718..610D. дои : 10.1088/0004-637X/718/2/610. S2CID  1444233.
  162. ^ Дионатос, О.; Йоргенсен, Дж. К.; Тейшейра, PS; Гюдель, М.; Бергин, Э. (2014). «Атомный реактивный самолет SMM1 (FIRS1) в Змеевике обнаруживает протобинарного компаньона». Астрономия и астрофизика . 563 : А28. arXiv : 1401.3249 . Бибкод : 2014A&A...563A..28D. дои : 10.1051/0004-6361/201322799. S2CID  119287830.
  163. ^ Чарди, ДР; Телеско, СМ; Пакхэм, К.; Гомес Мартин, К.; Радомски, Дж.Т.; Де Бьюзер, Дж. М.; Филлипс, CJ; Харкер, Делавэр (2005). «Эмиссия кристаллического силиката в протозвездной двойной змее SVS 20». Астрофизический журнал . 629 (2): 897–902. arXiv : astro-ph/0504665 . Бибкод : 2005ApJ...629..897C. дои : 10.1086/431548. S2CID  14553402.
  164. ^ Гутермут, РА; Бурк, ТЛ; Аллен, Ле; Майерс, ПК; Мегит, Северная Каролина; Мэтьюз, Британская Колумбия; Йоргенсен, Дж. К.; Ди Франческо, Дж.; Уорд-Томпсон, Д.; и другие. (2008). « Обследование больших близлежащих межзвездных облаков поясом Спитцера Гулда : открытие плотного встроенного скопления в разломе Змеи-Аквила». Астрофизический журнал . 673 (2): L151. arXiv : 0712.3303 . Бибкод : 2008ApJ...673L.151G. дои : 10.1086/528710. S2CID  339753.
  165. ^ Накамура, Ф.; Сугитани, К.; Симаджири, Ю.; Цукагоши, Т.; Хигучи, А.; Нисияма, С.; Кавабе, Р.; Таками, М.; Карр, Дж.Л.; и другие. (2011). «Молекулярные оттоки из протокластера Змеи Юга». Астрофизический журнал . 737 (2): 56. arXiv : 1105.4481 . Бибкод : 2011ApJ...737...56N. дои : 10.1088/0004-637X/737/2/56. S2CID  119195551.
  166. ^ Зейлик II, М.; Лада, CJ (1978). «Наблюдения W40 и W48 в ближнем инфракрасном диапазоне и CO». Астрофизический журнал, Часть 1 . 222 : 896–901. Бибкод : 1978ApJ...222..896Z. дои : 10.1086/156207 .
  167. ^ аб Шупинг, РЮ; Вакка, штат Вашингтон; Кассис, М.; Ю, КЦ (2012). «Спектральная классификация самых ярких объектов галактической области звездообразования W40». Астрономический журнал . 144 (4): 12. arXiv : 1208.4648 . Бибкод : 2012AJ....144..116S. дои : 10.1088/0004-6256/144/4/116. S2CID  119227485.
  168. ^ Родни, Ю.А.; Рейпурт, Б. (2008). «Облачный комплекс W40». Справочник по областям звездообразования, Том II: Публикации монографии The Southern Sky ASP . 5 : 683. Бибкод : 2008hsf2.book..683R.
  169. ^ Кун, Массачусетс; Гетман, К.В.; Фейгельсон, Эд; Рейпурт, Б.; Родни, ЮАР; Гармир, врач общей практики (2010). «Наблюдение Чандрой скрытого комплекса звездообразования W40». Астрофизический журнал . 275 (2): 2485–2506. arXiv : 1010.5434 . Бибкод : 2010ApJ...725.2485K. дои : 10.1088/0004-637X/725/2/2485. S2CID  119192761.
  170. ^ Аб Юн, М.С.; Редди, Северная Каролина; Сковилл, Новая Зеландия; Фрайер, Д.Т.; Робсон, Э.И.; Тиланус, RPJ (2004). «Многоволновые наблюдения богатой газом родительской галактики PDS 456: новый вызов для сценария перехода от ULIRG к QSO». Астрофизический журнал . 601 (2): 723–734. arXiv : astro-ph/0310340 . Бибкод : 2004ApJ...601..723Y. дои : 10.1086/380559. S2CID  45476.
  171. ^ Ривз, Дж. Н.; Винн, Г.; О'Брайен, ПТ; Паундс, Калифорния (2002). «Чрезвычайная рентгеновская переменность светящегося квазара PDS 456». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 336 (3): L56. arXiv : astro-ph/0209120 . Бибкод : 2002MNRAS.336L..56R. дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.06038.x. S2CID  14158307.
  172. ^ Фоскини, Л.; Пиан, Э.; Мараски, Л.; Райтери, СМ; Тавеккьо, Ф.; Гизеллини, Дж.; Тости, Г.; Малагути, Г.; Ди Кокко, Г. (2006). «Короткая жесткая рентгеновская вспышка блазара NRAO 530, наблюдаемая ИНТЕГРАЛом». Астрономия и астрофизика . 450 (1): 77–81. arXiv : astro-ph/0601101 . Бибкод : 2006A&A...450...77F. дои : 10.1051/0004-6361:20064804. S2CID  53117963.
  173. ^ Лу, JC; Ван, JY; Ан, Т.; Лин, Дж. М.; Цю, Х.Б. (2012). «Периодическая радиопеременчивость в NRAO 530: анализ минимизации фазовой дисперсии». Исследования в области астрономии и астрофизики . 12 (6): 643. arXiv : 1202.3873 . Бибкод : 2012RAA....12..643L. дои : 10.1088/1674-4527/12/6/004. S2CID  55847749.
  174. ^ Дженнискенс, Питер (сентябрь 2012 г.). «Картирование орбит метеороидов: обнаружены новые метеорные дожди». Небо и телескоп : 24.

Внешние ссылки