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. [ сомнительнообсудить ] 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 Возничьего 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

Отдельные образцы