stringtranslate.com

Звездная система

Звездная система или звездная система — это небольшое количество звезд , которые вращаются вокруг друг друга, [1] связанных гравитационным притяжением . Большая группа звезд, связанных гравитацией, обычно называется звездным скоплением или галактикой , хотя, в широком смысле, они также являются звездными системами. Звездные системы не следует путать с планетарными системами , которые включают планеты и подобные тела (например, кометы ).

Звездная система из двух звезд известна как двойная звезда , двойная звездная система или физическая двойная звезда . Если нет приливных эффектов, возмущений от других сил и переноса массы от одной звезды к другой, такая система является стабильной, и обе звезды будут бесконечно двигаться по эллиптической орбите вокруг барицентра системы. [ необходима цитата ] (См. Задача двух тел ) . Примерами двойных систем являются Сириус , Процион и Лебедь X-1 , последняя из которых, вероятно, состоит из звезды и черной дыры .

Множественные звездные системы

Система множественных звезд состоит из двух или более звезд , которые кажутся с Земли близкими друг к другу на небе. [ сомнительно – обсудить ] Это может быть результатом того, что звезды на самом деле физически близки и гравитационно связаны друг с другом, в этом случае это физическая множественная звезда, или эта близость может быть просто кажущейся, в этом случае это оптическая множественная звезда [a] Физические множественные звезды также обычно называют множественными звездами или множественными звездными системами . [2] [3] [4] [5]

Большинство кратных звездных систем являются тройными звездами . Системы с четырьмя или более компонентами встречаются реже. [3] Многозвездные системы называются тройными , тройными или тринарными, если они содержат 3 звезды; четверными или четверными, если они содержат 4 звезды; пятикратными или пятеричными с 5 звездами; шестикратными или шестеричными с 6 звездами; семикратными или семеричными с 7 звездами; восьмеричными или восьмеричными с 8 звездами. Эти системы меньше, чем открытые звездные скопления , которые имеют более сложную динамику и обычно имеют от 100 до 1000 звезд. [6] Большинство известных многозвездных систем являются тройными; для более высоких кратностей число известных систем с заданной кратностью уменьшается экспоненциально с кратностью. [7] Например, в пересмотренном в 1999 году каталоге Токовинина [3] физических многозвездных звезд 551 из 728 описанных систем являются тройными. Однако из-за предполагаемых эффектов отбора возможность интерпретации этой статистики весьма ограничена. [8]

Многозвездные системы можно разделить на два основных динамических класса:

(1) иерархические системы, которые являются стабильными и состоят из вложенных орбит, которые мало взаимодействуют, и поэтому каждый уровень иерархии можно рассматривать как задачу двух тел

или

(2) трапеции, которые имеют нестабильные сильно взаимодействующие орбиты и моделируются как задача n тел , демонстрирующая хаотическое поведение. [9] Они могут иметь 2, 3 или 4 звезды.

Иерархические системы

Звездная система под названием DI Cha . Хотя видны только две звезды, на самом деле это четверная система, содержащая два набора двойных звезд. [10]

Большинство систем с несколькими звездами организованы в так называемую иерархическую систему : звезды в системе можно разделить на две меньшие группы, каждая из которых движется по большей орбите вокруг центра масс системы . Каждая из этих меньших групп также должна быть иерархической, что означает, что они должны быть разделены на меньшие подгруппы, которые сами по себе являются иерархическими, и так далее. [11] Каждый уровень иерархии можно рассматривать как задачу двух тел , рассматривая близкие пары так, как если бы они были одной звездой. В этих системах между орбитами мало взаимодействия, и движение звезд будет продолжать приближаться к стабильным [3] [12] кеплеровским орбитам вокруг центра масс системы, [13] в отличие от нестабильных систем трапеций или еще более сложной динамики большого количества звезд в звездных скоплениях и галактиках .

Тройные звездные системы

В физической тройной звездной системе каждая звезда вращается вокруг центра масс системы. Обычно две звезды образуют тесную двойную систему , а третья вращается вокруг этой пары на расстоянии, намного большем, чем расстояние двойной орбиты. Такое расположение называется иерархическим . [14] [11] Причина такого расположения заключается в том, что если внутренняя и внешняя орбиты сопоставимы по размеру, система может стать динамически нестабильной, что приведет к выбросу звезды из системы. [15] EZ Aquarii является примером физической иерархической тройной системы, в которой внешняя звезда вращается вокруг внутренней физической двойной, состоящей из двух дополнительных красных карликовых звезд. Тройные звезды, которые не все гравитационно связаны, могут включать физическую двойную и оптический компаньон (например, Бета Цефея ) или, в редких случаях, чисто оптическую тройную звезду (например, Гамма Змеи ).

Более высокие кратности

Мобильные диаграммы :
  1. мультиплекс
  2. симплекс, двоичная система
  3. симплекс, тройная система, иерархия 2
  4. симплекс, четверная система, иерархия 2
  5. симплекс, четверная система, иерархия 3
  6. симплекс, пятеричная система, иерархия 4.

Иерархические множественные звездные системы с более чем тремя звездами могут создавать ряд более сложных расположений. Эти расположения могут быть организованы с помощью того, что Эванс (1968) назвал мобильными диаграммами , которые выглядят как декоративные мобили, подвешенные к потолку. Примеры иерархических систем приведены на рисунке справа ( Мобильные диаграммы ). Каждый уровень диаграммы иллюстрирует разложение системы на две или более систем с меньшим размером. Эванс называет диаграмму мультиплексной , если есть узел с более чем двумя потомками , то есть если разложение некоторой подсистемы включает две или более орбит с сопоставимым размером. Поскольку, как мы уже видели для тройных звезд, это может быть нестабильным, ожидается, что множественные звезды будут симплексными , что означает, что на каждом уровне есть ровно два потомка . Эванс называет количество уровней на диаграмме ее иерархией . [11]

Возможны также более высокие иерархии. [11] [18] Большинство из этих более высоких иерархий либо стабильны, либо страдают от внутренних возмущений . [19] [20] [21] Другие считают, что сложные множественные звезды со временем теоретически распадутся на менее сложные множественные звезды, как возможны более распространенные наблюдаемые тройки или четверки. [22] [23]

Трапеция

Трапеции обычно являются очень молодыми, нестабильными системами. Считается, что они формируются в звездных яслях и быстро фрагментируются на стабильные множественные звезды, которые в процессе могут выбрасывать компоненты в качестве галактических высокоскоростных звезд . [24] [25] Они названы в честь множественной звездной системы, известной как скопление Трапеции в сердце туманности Ориона . [24] Такие системы не редки и обычно появляются близко к ярким туманностям или внутри них . Эти звезды не имеют стандартных иерархических расположений, но конкурируют за стабильные орбиты. Эта связь называется взаимодействием . [26] Такие звезды в конечном итоге успокаиваются до тесной двойной системы с далеким компаньоном, при этом другая звезда(ы), ранее находившаяся в системе, выбрасывается в межзвездное пространство на высоких скоростях. [26] Эта динамика может объяснить убегающие звезды , которые могли быть выброшены во время столкновения двух двойных звездных групп или множественной системы. Это событие связано с выбросом AE Возничего , Мю Голубя и 53 Овна на скорости более 200 км·с −1 и было прослежено до скопления Трапеция в туманности Ориона около двух миллионов лет назад. [27] [28]

Обозначения и номенклатура

Несколько звездных обозначений

Компоненты нескольких звезд могут быть указаны путем добавления суффиксов A , B , C и т. д. к обозначению системы. Такие суффиксы, как AB, могут использоваться для обозначения пары, состоящей из A и B . Последовательность букв B , C и т. д. может быть назначена в порядке отделения от компонента A . [29] [30] Компонентам, обнаруженным близко к уже известному компоненту, могут быть назначены суффиксы, такие как Aa , Ba и т. д. [30]

Номенклатура в Каталоге множественных звезд

Обозначение подсистем в Каталоге множественных звезд Токовинина

В каталоге множественных звезд А. А. Токовинина используется система, в которой каждая подсистема в подвижной диаграмме кодируется последовательностью цифр. Например, в подвижной диаграмме (d) выше самой широкой системе будет присвоен номер 1, в то время как подсистема, содержащая ее первичный компонент, будет пронумерована 11, а подсистема, содержащая ее вторичный компонент, будет пронумерована 12. Подсистемы, которые будут появляться ниже нее в подвижной диаграмме, будут иметь номера с тремя, четырьмя или более цифрами. При описании неиерархической системы этим методом один и тот же номер подсистемы будет использоваться более одного раза; например, система с тремя визуальными компонентами, A, B и C, никакие два из которых не могут быть сгруппированы в подсистему, будет иметь две подсистемы с номером 1, обозначающие две двоичные системы AB и AC. В этом случае, если B и C впоследствии были разрешены в двоичные системы, им будут даны номера подсистем 12 и 13. [3]

Номенклатура будущих множественных звездных систем

Текущая номенклатура двойных и кратных звезд может вызывать путаницу, поскольку двойные звезды, открытые разными способами, получают разные обозначения (например, обозначения первооткрывателя для визуальных двойных звезд и обозначения переменных звезд для затменных двойных звезд), и, что еще хуже, буквы компонентов могут назначаться разными авторами по-разному, так что, например, буква A одного человека может быть C другого . [31] Обсуждение, начавшееся в 1999 году, привело к четырем предложенным схемам решения этой проблемы: [31]

Для системы обозначений идентификация иерархии внутри системы имеет то преимущество, что она упрощает идентификацию подсистем и вычисление их свойств. Однако это вызывает проблемы, когда новые компоненты обнаруживаются на уровне выше или промежуточном по отношению к существующей иерархии. В этом случае часть иерархии сместится внутрь. Компоненты, которые оказываются несуществующими или позже переназначаются другой подсистеме, также вызывают проблемы. [34] [35]

На 24-й Генеральной ассамблее Международного астрономического союза в 2000 году схема WMC была одобрена, и комиссии 5, 8, 26, 42 и 45 постановили, что ее следует расширить до единой схемы обозначений, пригодной для использования. [31] Позднее был подготовлен образец каталога, использующего схему WMC, охватывающий полчаса прямого восхождения . [36] Этот вопрос снова обсуждался на 25-й Генеральной ассамблее в 2003 году, и комиссии 5, 8, 26, 42 и 45, а также рабочая группа по интерферометрии снова постановили, что схему WMC следует расширить и доработать. [37]

Образец WMC организован иерархически; используемая иерархия основана на наблюдаемых орбитальных периодах или разделениях. Поскольку он содержит много визуально двойных звезд , которые могут быть оптическими, а не физическими, эта иерархия может быть только кажущейся. Он использует заглавные буквы (A, B, ...) для первого уровня иерархии, строчные буквы (a, b, ...) для второго уровня и цифры (1, 2, ...) для третьего. Последующие уровни будут использовать чередующиеся строчные буквы и цифры, но примеров этого в образце не обнаружено. [31]

Примеры

Двоичный

Сириус А (в центре) и его белый карлик Сириус B (внизу слева), снимок сделанный космическим телескопом «Хаббл» .

Тройной

Четырехместный

HD 98800 — четверная звездная система, расположенная в ассоциации TW Гидры .

Пятерка

Шестикратный

Семикратный

Восьмеричный

Девятикратный

Смотрите также

Сноски

  1. ^ Термин «оптическая кратная звезда» означает, что звезды могут казаться близкими друг к другу при наблюдении с планеты Земля, поскольку они обе занимают почти одну и ту же точку на небе, но на самом деле одна звезда может находиться намного дальше от Земли, чем другая, что не так очевидно, если только вы не можете наблюдать их в течение года и не наблюдать отчетливые параллаксы .

Ссылки

  1. ^ AS Bhatia, ред. (2005). Современный словарь астрономии и космических технологий . Нью-Дели: Deep & Deep Publications. ISBN 81-7629-741-0.
  2. ^ Джон Р. Перси (2007). Понимание переменных звезд. Cambridge University Press. стр. 16. ISBN 978-1-139-46328-7.
  3. ^ abcdef Токовинин, АА (1997). "MSC - каталог физических кратных звезд". Серия приложений к астрономии и астрофизике . 124 : 75. Bibcode : 1997A&AS..124...75T. doi : 10.1051/aas:1997181 .
        онлайн-версии на "онлайн-версия на VizieR". Архивировано из оригинала 11 марта 2007 г.

        и у А. Токовина (ред.). "Каталог множественных звезд". ctio.noao.edu .
  4. ^ "Двойные и кратные звезды". Hipparcos . Европейское космическое агентство . Получено 31 октября 2007 г.
  5. ^ "Двойные и кратные звезды". messier.seds.org . Получено 26 мая 2007 г. .
  6. ^ Бинни, Джеймс; Тремейн, Скотт (1987). Галактическая динамика. Princeton University Press. стр. 247. ISBN 0-691-08445-9.
  7. ^ Токовинин, А. (2001). "Статистика множественных звезд: некоторые ключи к механизмам формирования". Формирование двойных звезд . 200 : 84. Bibcode :2001IAUS..200...84T.
  8. ^ Токовинин, А. (2004). «Статистика нескольких звезд». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Серия конференций . 21 : 7. Бибкод :2004RMxAC..21....7T.
  9. ^ Леонард, Питер Дж. Т. (2001). «Множественные звездные системы: типы и устойчивость». В Murdin, P. (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики (онлайн-ред.). Институт физики. Архивировано из оригинала 9 июля 2012 г.Оригинальное печатное издание было опубликовано издательством Nature Publishing Group.
  10. ^ "Кольцо дыма для нимба" . Получено 26 октября 2015 г.
  11. ^ abcd Эванс, Дэвид С. (1968). «Звезды высшей кратности». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 9 : 388–400. Бибкод : 1968QJRAS...9..388E.
  12. ^ Heintz, WD (1978). Двойные звезды. D. Reidel Publishing Company, Дордрехт. С. 1. ISBN 90-277-0885-1.
  13. ↑ Динамика кратных звезд: наблюдения Архивировано 19 сентября 2006 г. в Wayback Machine , А. Токовинин, в «Массивные звезды во взаимодействующих двойных системах», 16–20 августа 2004 г., Квебек (ASP Conf. Ser., в печати).
  14. ^ Heintz, WD (1978). Двойные звезды. D. Reidel Publishing Company, Дордрехт. С. 66–67. ISBN 90-277-0885-1.
  15. ^ Киселева, Г.; Эгглтон, ПП; Аносова, Дж. П. (1994). "Заметка о стабильности иерархических тройных звезд с изначально круговыми орбитами". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 267 : 161. Bibcode : 1994MNRAS.267..161K. doi : 10.1093/mnras/267.1.161 .
  16. ^ Heintz, WD (1978). Двойные звезды. D. Reidel Publishing Company, Дордрехт. стр. 72. ISBN 90-277-0885-1.
  17. ^ Mazeh, Tzevi; et al. (2001). «Исследования множественных звездных систем – IV. Спектроскопическая система с тремя линиями Gliese 644». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 325 (1): 343–357. arXiv : astro-ph/0102451 . Bibcode : 2001MNRAS.325..343M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04419.x . S2CID  16472347.; см. §7–8 для обсуждения пятеричной системы.
  18. ^ Heintz, WD (1978). Двойные звезды. D. Reidel Publishing Company, Дордрехт. С. 65–66. ISBN 90-277-0885-1.
  19. ^ Харрингтон, RS (1970). «Явления встреч в тройных звездах». Astronomical Journal . 75 : 114–118. Bibcode :1970AJ.....75.1140H. doi :10.1086/111067.
  20. ^ Фекель, Фрэнсис С. (1987). «Множественные звезды: анафемы или друзья?». Vistas in Astronomy . 30 (1): 69–76. Bibcode : 1987VA.....30...69F. doi : 10.1016/0083-6656(87)90021-3.
  21. ^ Жучков, Р. Я.; Орлов, В. В.; Рубинов, А. В. (2006). «Кратные звезды с низкой иерархией: стабильные или нестабильные?». Издания Белградской астрономической обсерватории . 80 : 155–160. Bibcode :2006POBeo..80..155Z.
  22. ^ Рубинов, А. В. (2004). «Динамическая эволюция кратных звезд: влияние начальных параметров системы». Astronomy Reports . 48 (1): 155–160. Bibcode : 2004ARep...48...45R. doi : 10.1134/1.1641122. S2CID  119705425.
  23. ^ Харрингтон, RS (1977). «Множественное звездообразование из распада системы N-тел». Rev. Mex. Astron. Astrofís . 3 : 209. Bibcode : 1977RMxAA...3..209H.
  24. ^ ab Heintz, WD (1978). Двойные звезды. D. Reidel Publishing Company, Дордрехт. С. 67–68. ISBN 90-277-0885-1.
  25. ^ Аллен, К .; Поведа, А.; Эрнандес-Алькантара, А. (2006). «Беглые звезды, трапеция и субтрапеция». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Серия конференций . 25 : 13. Бибкод : 2006RMxAC..25...13A.
  26. ^ ab Heintz, WD (1978). Двойные звезды. D. Reidel Publishing Company, Дордрехт. стр. 68. ISBN 90-277-0885-1.
  27. ^ Блаау, А.; Морган, WW (1954). «Космические движения AE Возничего и мю Колумбы относительно туманности Ориона». Астрофизический журнал . 119 : 625. Бибкод : 1954ApJ...119..625B. дои : 10.1086/145866 .
  28. ^ Хугерверф, Р.; де Брюйне, JHJ; де Зеув, PT (2000). «Происхождение беглых звезд». Астрофизический журнал . 544 (2): 133–136. arXiv : astro-ph/0007436 . Бибкод : 2000ApJ...544L.133H. дои : 10.1086/317315. S2CID  6725343.
  29. ^ Heintz, WD (1978). Двойные звезды. Дордрехт: D. Reidel Publishing Company. стр. 19. ISBN 90-277-0885-1.
  30. ^ Формат ab , Вашингтонский каталог двойных звезд Архивировано 12 апреля 2008 г. на Wayback Machine , Брайан Д. Мейсон, Гэри Л. Уайкофф и Уильям И. Харткопф, Отдел астрометрии, Военно-морская обсерватория США . Доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  31. ^ abcd Уильям И. Харткопф и Брайан Д. Мейсон. «Устранение путаницы в номенклатуре двойных звезд: Вашингтонский каталог множественности». Военно-морская обсерватория США. Архивировано из оригинала 17 мая 2011 г. Получено 12 сентября 2008 г.
  32. ^ "Метод обозначения городов/Корбина". Военно-морская обсерватория США . Получено 12 сентября 2008 г.
  33. ^ "Метод последовательного обозначения". Военно-морская обсерватория США . Получено 12 сентября 2008 г.
  34. ↑ А. Токовинин (18 апреля 2000 г.). «О обозначении кратных звезд». Архивировано из оригинала 22 сентября 2007 г. Получено 12 сентября 2008 г.
  35. ↑ А. Токовинин (17 апреля 2000 г.). «Примеры истории открытия множественных звездных систем для проверки новых схем обозначений». Архивировано из оригинала 22 сентября 2007 г. Получено 12 сентября 2008 г.
  36. ^ Уильям И. Харткопф и Брайан Д. Мейсон. "Sample Washington Multiplecity Catalog". Военно-морская обсерватория США. Архивировано из оригинала 21 июля 2009 года . Получено 12 сентября 2008 года .
  37. ^ Argyle, RW (2004). «Новая схема классификации двойных и кратных звезд». Обсерватория . 124 : 94. Bibcode : 2004Obs...124...94A.
  38. ↑ Мейсон, Брайан Д.; Вайкофф, Гэри Л.; Харткопф, Уильям И.; Дугласс, Джеффри Г.; Уорли, Чарльз Э. (декабрь 2001 г.). «Компакт-диск с двойными звездами Военно-морской обсерватории США 2001 г. I. Вашингтонский каталог двойных звезд». The Astronomical Journal . 122 (6). Военно-морская обсерватория США, Вашингтон, округ Колумбия: 3466–3471. Bibcode : 2001AJ....122.3466M. doi : 10.1086/323920 .
  39. ^ Кервелла, П.; Тевенен, Ф.; Ловис, К. (2017). «Орбита Проксимы вокруг α Центавра». Астрономия и астрофизика . 598 : Л7. arXiv : 1611.03495 . Бибкод : 2017A&A...598L...7K. дои : 10.1051/0004-6361/201629930. S2CID  50867264.
  40. ^ Влияет ли орбита тройной звезды непосредственно на время орбиты, Джереми Хайен, Джон Шуартс, Astronomical News 132 , № 6 (ноябрь 2011 г.)
  41. ↑ 4 Центавра. Архивировано 15 июня 2011 г. на Wayback Machine , запись в Multiple Star Catalog.
  42. ^ Роберт Грант Эйткен (2019). Двойные звезды. Creative Media Partners, LLC. ISBN 978-0-530-46473-2.
  43. ^ Том. 1, часть 1, с. 422, Almagestum Novum. Архивировано 10 августа 2011 года в Wayback Machine , Джованни Баттиста Риччоли, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  44. ↑ Новый взгляд на Мицар. Архивировано 7 марта 2008 г. на Wayback Machine , Леос Ондра, доступ онлайн 26 мая 2007 г.
  45. ^ "PH1: Планета в четырехзвездной системе". Planet Hunters . 15 октября 2012 г. Получено 13 января 2024 г.
  46. ^ Ciardi, David. «KOI 2626: четверная система с планетой?» (PDF) . nexsci.caltech.edu . Получено 13 января 2024 г. .
  47. ^ Немравова, Ю.А.; и др. (2013). «Необычная четверная система ξ Тельца». Центральноевропейский астрофизический бюллетень . 37 (1): 207–216. Бибкод : 2013CEAB...37..207N.
  48. ^ Шютц, О.; Меус, Г.; Кармона, А.; Юхас, А.; Стерзик, М.Ф. (2011). "Молодая пятизвездная система B-класса HD 155448". Астрономия и астрофизика . 533 : A54. arXiv : 1108.1557 . Bibcode : 2011A&A...533A..54S. doi : 10.1051/0004-6361/201016396. S2CID  56143776.
  49. ^ Грегг, штат Калифорния; Прса, А.; Валлийский, WF; Орос, Дж. А.; Фетерольф, Т. (2013). «Сизигий КИЦ 4150611». Американское астрономическое общество . 221 : 142,12. Бибкод : 2013AAS...22114212G.
  50. ^ Lohr, ME; et al. (2015). "Дважды затмевающая пятерная маломассивная звездная система 1SWASP J093010.78+533859.5". Астрономия и астрофизика . 578 : A103. arXiv : 1504.07065 . Bibcode : 2015A&A...578A.103L. doi : 10.1051/0004-6361/201525973. S2CID  44548756.
  51. ^ "Multiple Star Catalog (MSC)". Архивировано из оригинала 3 марта 2016 года . Получено 23 декабря 2012 года .
  52. ^ Stelzer, B.; Burwitz, V. (2003). «Castor a и Castor B разрешены в одновременных наблюдениях Chandra и XMM-Newton». Astronomy and Astrophysics . 402 (2): 719–728. arXiv : astro-ph/0302570 . Bibcode : 2003A&A...402..719S. doi : 10.1051/0004-6361:20030286. S2CID  15268418.
  53. ^ Токовинин, А.А.; Шацкий Н.И.; Магнитский, А.К. (1998). «ADS 9731: Новая шестиместная система». Письма по астрономии . 24 (6): 795. Бибкод : 1998AstL...24..795T.
  54. ^ Md, Жанетт Казмерчак, Центр космических полетов имени Годдарда, Гринбелт, НАСА. «Discovery Alert: First Six-star System Where All Six Stars Undergo Eclipses». Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System . Получено 29 июня 2022 г.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  55. ↑ Nu Scorpii. Архивировано 10 апреля 2020 г. на Wayback Machine , запись в Multiple Star Catalog.
  56. ^ AR Cassiopeiae Архивировано 10 апреля 2020 года на Wayback Machine , запись в Multiple Star Catalog.
  57. ^ Zasche, P.; Henzl, Z.; Mašek, M. (2022). «Многократные кандидаты на затмение со спутника TESS». Астрономия и астрофизика . 664 : A96. arXiv : 2205.03934 . Bibcode : 2022A&A...664A..96Z. doi : 10.1051/0004-6361/202243723. S2CID  248571745.
  58. ^ Hutter, DJ; Tycner, C.; Zavala, RT; Benson, JA; Hummel, CA; Zirm, H. (2021). «Обследование ярких звезд с помощью оптической интерферометрии. III. Обзор классических звезд Be с ограниченной величиной». Серия приложений к Astrophysical Journal . 257 (2): 69. arXiv : 2109.06839 . Bibcode : 2021ApJS..257...69H. doi : 10.3847/1538-4365/ac23cb . S2CID  237503492.
  59. ^ Mayer, P.; Harmanec, P.; Zasche, P.; Brož, M.; Catalan-Hurtado, R.; Barlow, BN; Frondorf, W.; Wolf, M.; Drechsel, H.; Chini, R.; Nasseri, A.; Pigulski, A.; Labadie-Bartz, J.; Christie, GW; Walker, WSG; Blackford, M.; Blane, D.; Henden, AA; Bohlsen, T.; Božić, H.; Jonák, J. (2022). "К согласованной модели горячей четверной системы HD 93206 = QZ Carinæ — I. Наблюдения и их начальный анализ". Astronomy & Astrophysics . 666 : A23. arXiv : 2204.07045 . Bibcode : 2022A&A...666A..23M. doi : 10.1051/0004-6361/202142108. S2CID  248177961.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Множественные звездные системы» .

Отдельные образцы