WikiDer > S Doradus

S Doradus
S Doradus
Eso9931d.jpg
S Doradus - самая яркая индивидуальная звезда в NGC 1910, окруженный нижним «спиральным рукавом». Яркая звезда в нижней правой туманности (N119) является R85.
Кредит: ESO
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеДорадо
Прямое восхождение05час 18м 14.3572s[1]
Склонение−69° 15′ 01.148″[1]
Видимая величина (V)8.6 – 11.5[2]
Характеристики
Спектральный типB8 / 9eq - F0 / 5: Iae[3]
U − B индекс цвета–0.98[4]
B − V индекс цвета+0.11[4]
Тип переменнойS Doradus[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+228[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: 1.735[1] мас/год
Декабрь: 0.280[1] мас/год
Параллакс (π)0.0073 ± 0.0371[1] мас
Расстояние169,000 лы
(51,800 ПК)
Абсолютная величина (MV)–7.6 (1965)
–10.0 (1989)[6]
Подробности
Масса24+16
−2[7] M☉
1989 (максимум)
Радиус380[8] р☉
Яркость910,000[6] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)0.6[8] cgs
Температура8,500[6] K
1985 (минимум)
Радиус100[8] р☉
Яркость1,400,000[8] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)1.6[8] cgs
Температура20,000[8] K
1965 (глубокий минимум)
Яркость2,000,000[6] L☉
Температура35,000[6] K
Прочие обозначения
CD-69 295, HD 35343, CPD-69 356, IRAS 05182-6918, AAVSO 0518-69.
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

S Doradus (также известный как S Дор) находится на расстоянии 160000 световых лет и является одной из самых ярких звезд в Большое Магелланово Облако (LMC), а спутник из Млечный Путь. Это светящаяся синяя переменная и одна из самых ярких известных звезд, имеющий яркость, значительно варьирующуюся выше и ниже 1 000 000 яркости Солнца, но так далеко, что невидима невооруженным глазом.

История

S Doradus была отмечена в 1897 году как необычная и переменная звезда Секки типа I с яркими линиями Hα, Hβ, а Hγ.[9] Официальное признание переменной звездой было присвоено ей в 1904 году во Втором дополнении к Каталогу переменных звезд, ей было присвоено имя S Doradus.[10]

В последующие десятилетия S Dor наблюдался много раз. В 1924 году он был описан как "класс P Cygni" и зарегистрирован с фотографической звездной величиной 9,5.[11] В 1925 году его абсолютная величина оценивалась в −8,9.[12] В 1933 году она была внесена в список звезд Бека 9-й величины с яркими линиями водорода.[13] Это была самая яркая звезда из известных в то время.[14][15]

В 1943 году переменность была интерпретирована как результат затмений двойного спутника, вращающегося с периодом 40 лет.[16] Это было опровергнуто в 1956 г., когда переменность описывалась как нерегулярная, а спектр как A0 с Профили P Cygni и излучение для многих спектральных линий. С 1954 по 1955 год наблюдалось снижение яркости на 0,8 звездной величины.[17] В то же время S Doradus был отмечен как похожий на Переменные Хаббла – Сэндиджа, LBV, обнаруженные в M31 и M33.[18] За кратким минимумом 1955 г. последовал глубокий минимум в 1964 г., когда спектр сравнивали с Eta Carinae сильно контрастирует со средним спектром А при нормальной яркости.[19]

К 1969 году природа S Doradus все еще оставалась неопределенной, и, возможно, считалось, что это звезда до главной последовательности.[20] но в течение следующего десятилетия был достигнут консенсус в отношении переменных типа S Doradus и переменных Хаббла-Сэндиджа как эволюционирующих массивных сверхгигантов.[21][22] В конечном итоге они получили название «светящиеся синие переменные» в 1984 году, отчасти из-за сходства аббревиатуры LBV с четко определенным классом переменных звезд LPV.[23] Система классификации, определенная для Общий каталог переменных звезд до этого, поэтому аббревиатура SDOR используется для LBV.[24]

Окрестности

Большое Магелланово Облако. NGC 1910 помечена рядом с центром изображения, и S Doradus хорошо виден в полный размер. (Фото: Роберт Гендлер / ESO)

S Doradus - самый яркий представитель открытого скопления NGC 1910, также известный как LH41 звездная ассоциация, видимая в бинокль как яркий конденсат внутри главной полосы БМО. Это в пределах N119 эмиссионная туманность, имеющий характерную спиралевидную форму.[25] Это одна из визуально ярких отдельных звезд в БМО, а иногда и самая яркая.[26] Есть лишь несколько других звезд 9-й величины в БМО, таких как желтый гипергигант HD 33579.[27]

Рядом с S Doradus есть несколько компактных скоплений, входящих в общую ассоциацию NGC 1910 / LH41. Ближайшее из них находится на расстоянии менее четырех угловых минут, содержит две из трех звезд WO во всем БМО, и все скопление примерно такой же яркости, как S Doradus. Чуть дальше находится NGC 1916. Другой LBV, R85, находится всего в двух угловых минутах ходьбы. Этот богатый область звездообразования также принимает третий Звезда Вольфа – Райе, не менее 10 других сверхгиганты, и не менее 10 звезд класса О.[28]

У S Doradus есть несколько близких звезд-компаньонов. В Каталог двойных звезд Вашингтона перечисляет две звезды 11-й величины на расстоянии 5 дюймов, что на расстоянии БМО составляет около четырех световых лет.[29] Был найден гораздо более близкий товарищ с помощью Космический телескоп Хаббла Датчик точной навигацииНа расстоянии 1,7 дюйма и на четыре величины слабее.[30] Есть и другие близлежащие звезды, в первую очередь сверхгигант OB 12-й величины с диаметром 13 дюймов.[31]

Изменчивость

Кривая блеска S Doradus с 1987 по 2016 г., демонстрирует медленные изменения с глубоким минимумом в 2011 г.

Эта звезда принадлежит к собственному одноименному S Doradus класс переменные звезды, также обозначенный как светящиеся синие переменные или LBV. LBV демонстрируют длительные медленные изменения яркости, перемежающиеся случайными вспышками. S Doradus - это, как правило, звезда с величиной 9, изменяющейся на несколько десятых звездной величины в масштабе нескольких месяцев, с наложением на изменения величины около нескольких лет. Крайний диапазон этих изменений составляет примерно от 8,6 до 10,4 визуальной величины. Каждые несколько десятилетий он демонстрирует более резкое снижение яркости до 11,5 звездной величины. Природа изменения несколько необычна для LBV; S Doradus обычно находится в состоянии вспышки, лишь изредка переходя в состояние покоя, которое типично для большинства звезд этого класса.[32]

Кривая блеска S Doradus с 2012 по 2016 гг., Демонстрирующая микровариации, наложенные на медленный подъем от глубокого минимума 2011 г.

Цвет S Doradus меняется по мере изменения его яркости, он становится самым голубым, когда звезда слабее всего.[8] В то же время спектр показывает резкие изменения. Обычно это крайний сверхгигант средней A с профилями P Лебедя на многих линиях (например, A5eq[19] или A2 / 3Ia+е[33]). При максимальной яркости спектр может стать таким же холодным, как F-сверхгигант, с сильными ионизированными линиями металлов и почти без эмиссионных компонентов.[26] При минимальной яркости в спектре преобладают эмиссионные, особенно запрещенные линии Feii но также гелий и другие металлы. В глубоких минимумах эти особенности еще более выражены, и Feiii также появляется эмиссия.[19]

Попытки определить закономерность в непредсказуемых изменениях яркости предполагают период около 100 дней для небольших вариаций амплитуды вблизи максимальной яркости. При минимальной яркости эти микровариации считаются происходящими с периодами до 195 дней. Более медленные вариации характеризовались периодом 6,8 лет с интервалом 35-40 лет между глубокими минимумами. Микровариации похожи на изменения яркости, показанные α переменные Лебедя, которые являются менее яркими горячими сверхгигантами.[6]

Полоса нестабильности

Полоса нестабильности S Doradus и область вспышки на диаграмме H – R, показывающая минимум и максимум S Doradus в предположении постоянной светимости

Переменные S Doradus (LBV) показывают различные состояния покоя и вспышки. Во время фазы покоя LBV лежат вдоль диагональной полосы в Диаграмма H – R называется Полоса нестабильности S Doradus, причем более яркие образцы имеют более высокие температуры.[34]

Стандартная теория состоит в том, что вспышки LBV происходят, когда потеря массы увеличивается и чрезвычайно плотный звездный ветер создает псевдофотосферу. Температура снижается до тех пор, пока непрозрачность ветра не начнет уменьшаться, что означает, что все вспышки LBV достигают температуры около 8000–9000 К. Считается, что болометрическая светимость во время вспышек в основном не меняется, но визуальная яркость увеличивается по мере того, как радиация смещается от ультрафиолетовый в видимый диапазон.[35] Детальные исследования показали, что некоторые LBV меняют яркость от минимальной до максимальной. По расчетам, S Doradus менее светится при максимальной яркости (минимальной температуре), возможно, в результате потенциальной энергии, идущей на расширение значительной части звезды. AG Carinae и HR Carinae показывают аналогичное уменьшение светимости в некоторых исследованиях, но в наиболее убедительном случае AFGL 2298 увеличивал свою светимость во время своих вспышек.[8]

Редкие более крупные высыпания могут проявляться длительным недосветлением. сверхновые, и были названы самозванцы сверхновых. Причина извержений неизвестна, но звезда выживает и может испытать множественные извержения. Eta Carinae и P Cygni - единственные известные примеры в галактике Млечный Путь, и S Doradus не показал такого извержения.[36]

Звездные свойства

Минимальные и максимальные свойства S Doradus согласно различным исследованиям:
- ван Гендерен (2001),[6] минимальная температура, полученная из индекс цвета
- Ламерс (1995),[8] свойства, полученные из не-LTE модельная атмосфера
- Хамфрис и Дэвидсон (1994),[37] минимальная температура предполагает постоянную яркость

Температуру LBV трудно определить, потому что спектры настолько своеобразны, а стандартные цветовые калибровки не применяются, поэтому изменения яркости, связанные с изменениями яркости, не могут быть точно рассчитаны. В пределах ошибки часто предполагалось, что светимость остается постоянной во время всех вспышек LBV. Это вероятно, если вспышка состоит только из непрозрачного звездного ветра, образующего псевдофотосферу, имитирующую более холодную звезду большего размера.[38]

Улучшение физики атмосферы и наблюдения за изменениями светимости во время некоторых вспышек LBV поставили под сомнение исходные модели.[39] Атмосфера S Doradus была детально смоделирована между нормальным минимумом с блеском 10,2 в 1985 году и максимумом с блеском 9,0 в 1989 году. По расчетам температура упала с 20 000 K до 9 000 K, а светимость упала с 1,400 000.L☉ до 708 000L☉. Это соответствует увеличению радиуса видимой поверхности звезды от 100р☉ до 380р☉.[8] Более простой расчет отклонения от глубокого минимума 1965 г. на величине 11,5 до максимума 1989 г. дает падение температуры с 35000 К до 8 500 К и падение светимости с 2000000L☉ до 910 000L☉.[6] В течение короткого периода во время максимума в конце 1999 года температура упала до 7500–8500 К, при этом яркость заметно не изменилась. Это нормально для других LBV в максимальной степени и настолько круто, насколько это возможно, но в S Doradus этого не было ни раньше, ни после.[26] Наблюдения за AG Carinae показали, что любые изменения светимости от минимума до максимума могут происходить внезапно в небольшом температурном диапазоне, при этом светимость остается примерно постоянной на протяжении остальной части кривой блеска.[40]

Массу LBV трудно вычислить напрямую, если она не находится в двоичной системе. Поверхностная сила тяжести резко меняется, и ее трудно измерить по специфическим спектральным линиям, а радиус плохо определен. LBV считаются прямыми предшественниками Звезды Вольфа – Райе, но могут быть либо только что возникшими из основной последовательности, либо пост-красный сверхгигант звезды с гораздо меньшей массой. В случае S Doradus текущая масса, вероятно, будет в диапазоне 20–45M☉.[7][8]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  2. ^ а б Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007–2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  3. ^ Скифф, Б. А. (2014). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Skiff, 2009–2016)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / Mk. Первоначально опубликовано в: Обсерватория Лоуэлла (октябрь 2014 г.). 1. Bibcode:2014yCat .... 1.2023S.
  4. ^ а б Николет, Б. (1978). "Фотоэлектрический фотометрический Каталог однородных измерений в системе UBV". Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 34: 1–49. Bibcode:1978A & AS ... 34 .... 1N.
  5. ^ Эванс, Д. С. (20–24 июня 1966 г.). «Пересмотр Общего каталога радиальных скоростей». В Баттене Алан Генри; Слышал, Джон Фредерик (ред.). Определение радиальных скоростей и их применение, Труды симпозиума МАС № 30. Университет Торонто: Международный астрономический союз. Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E.
  6. ^ а б c d е ж грамм час ван Гендерен, А. (2001). «Переменные S Doradus в Галактике и Магеллановых облаках». Астрономия и астрофизика. 366 (2): 508–531. Bibcode:2001А и А ... 366..508В. Дои:10.1051/0004-6361:20000022.
  7. ^ а б Ламерс, Х. Дж. Г. Л. М .; Bastiaanse, M. V .; Aerts, C .; Ложка, Х. В. У. (1998). «Периоды, изменения периодов и природа микровариаций светящихся голубых переменных». Астрономия и астрофизика. 335: 605. Bibcode:1998A&A ... 335..605L.
  8. ^ а б c d е ж грамм час я j k Ламерс, Х. Дж. Г. Л. М. (6–10 февраля 1995 г.). «Наблюдения и интерпретация светящихся голубых переменных». Труды Коллоквиума 155 МАС, Астрофизические приложения звездной пульсации. Астрофизические приложения звездной пульсации. Астрономическое общество серии тихоокеанских конференций. 83. Кейптаун, Южная Африка: Тихоокеанское астрономическое общество. С. 176–191. Bibcode:1995ASPC ... 83..176л.
  9. ^ Пикеринг, Э. С .; Флеминг, У. П. (1897). «Большое Магелланово Облако». Астрофизический журнал. 6: 459. Bibcode:1897ApJ ..... 6..459P. Дои:10.1086/140426.
  10. ^ Пикеринг, Эдвард К. (1905). «Второе приложение к Каталогу переменных звезд». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа. 53: 143. Bibcode:1905АнХар..53..143П.
  11. ^ Кэннон, Энни Дж. (1924). «Пекулярные спектры в большом Магеллановом облаке». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа. 801: 1. Bibcode:1924БХарО.801 .... 1С.
  12. ^ Шепли, Харлоу; Уилсон, Харвиа Х. (1925). «Магеллановы облака, IV. Абсолютные величины туманностей, скоплений и пекулярных звезд в большом облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа. 271: 1. Bibcode:1925 ХарСи 271 .... 1С.
  13. ^ Merrill, Paul W .; Беруэлл, Кора Г. (1933). "Каталог и библиография звезд классов B и a, чьи спектры имеют яркие линии водорода". Астрофизический журнал. 78: 87. Bibcode:1933ApJ .... 78 ... 87M. Дои:10.1086/143490.
  14. ^ Шепли, Харлоу (1931). "Заметки о Большом Магеллановом облаке, I. Космографический обзор". Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа. 881: 1. Bibcode:1931BHarO.881 .... 1S.
  15. ^ Льюис, Изабель М. (1926). «Магеллановы облака». Астрономическое общество тихоокеанских листовок. 1 (7): 23. Bibcode:1926ASPL .... 1 ... 23L.
  16. ^ Гапошкин, Сергей (1943). "Переменная звезда S Doradus как затменная двойная система". Астрофизический журнал. 97: 166. Bibcode:1943ApJ .... 97..166G. Дои:10.1086/144509.
  17. ^ Смит, Генри Дж. (1957). «Спектры звезд с яркими линиями в Большом Магеллановом облаке». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 69 (407): 137. Bibcode:1957PASP ... 69..137S. Дои:10.1086/127032.
  18. ^ а б c Теккерей, А. Д. (1965). «Спектроскопические вариации С. Дорадуса». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 129 (2): 169–180. Bibcode:1965МНРАС.129..169Т. Дои:10.1093 / mnras / 129.2.169.
  19. ^ Мартини, А. (1969). «Об интерпретации С. Дорадуса». Астрономия и астрофизика. 3: 443. Bibcode:1969A&A ..... 3..443M.
  20. ^ Теккерей А. Д. (1974). "Варианты S Dor и HDE 269006". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 168: 221–233. Bibcode:1974МНРАС.168..221Т. Дои:10.1093 / mnras / 168.1.221.
  21. ^ Шаров, А. С. (1975). «Переменные типа S Dor в других галактиках». Переменные звезды и звездная эволюция. В: Переменные звезды и звездная эволюция; Материалы симпозиума. 67. С. 275–284. Bibcode:1975IAUS ... 67..275S. Дои:10.1007/978-94-010-9934-9_38. ISBN 978-90-277-0579-2.
  22. ^ Конти, П. С. (1984). "Основные наблюдательные ограничения эволюции массивных звезд". Наблюдательные проверки теории звездной эволюции. Наблюдательные проверки теории звездной эволюции. Симпозиум № 105 Международного астрономического союза. 105. С. 233–254. Bibcode:1984IAUS..105..233C. Дои:10.1007/978-94-010-9570-9_47. ISBN 978-90-277-1775-7.
  23. ^ Холопов П. Н. (1981). «О классификации переменных звезд». Переменные Звезды. 21: 465. Bibcode:1981ПЗ ..... 21..465К.
  24. ^ Neugent, Kathryn F .; Мэсси, Филипп; Моррелл, Нидия (2012). «Открытие редкой звезды Wo-типа Вольфа – Райе в Большом Магеллановом облаке». Астрономический журнал. 144 (6): 162. arXiv:1210.0062. Bibcode:2012AJ .... 144..162N. Дои:10.1088/0004-6256/144/6/162. ISSN 0004-6256. S2CID 118628394.
  25. ^ а б c Мэсси, Филипп (февраль 2000 г.). «Беспрецедентное изменение в спектре S Doradus: круто, насколько это возможно». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 112 (768): 144–147. Bibcode:2000PASP..112..144M. Дои:10.1086/316515.
  26. ^ Feast, M.W .; Теккерей, A.D .; Весселинк, А. Дж. (1960). «Самые яркие звезды в Магеллановых облаках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 121 (4): 337. Bibcode:1960МНРАС.121..337Ф. Дои:10.1093 / минрас / 121.4.337.
  27. ^ Neugent, Kathryn F .; Мэсси, Филипп; Моррелл, Нидия (2012). "Открытие редкой звезды Вольфа-Райе типа WO в Большом Магеллановом облаке". Астрономический журнал. 144 (6): 162. arXiv:1210.0062. Bibcode:2012AJ .... 144..162N. Дои:10.1088/0004-6256/144/6/162. S2CID 118628394.
  28. ^ Мейсон, Брайан Д .; Wycoff, Gary L .; Харткопф, Вильгельм I; Дуглас, Джеффри Дж .; Уорли, Чарльз Э. (2001). "CD-ROM с двойной звездой военно-морской обсерватории США 2001 года. I. Вашингтонский двойной звездный каталог". Астрономический журнал. 122 (6): 3466. Bibcode:2001AJ .... 122.3466M. Дои:10.1086/323920.
  29. ^ Aldoretta, E.J .; Caballero-Nieves, S.M .; Gies, D. R .; Nelan, E.P .; Уоллес, Д. Дж .; Hartkopf, W. I .; Генри, Т. Дж .; Jao, W.-C .; Maíz Apellániz, J .; Mason, B.D .; Moffat, A. F. J .; Norris, R.P .; Richardson, N.D .; Уильямс, С. Дж. (2015). «Множественность массивных звезд: обзор с высоким угловым разрешением с помощью датчика наведения». Астрономический журнал. 149 (1): 26. arXiv:1410.0021. Bibcode:2015AJ .... 149 ... 26A. Дои:10.1088/0004-6256/149/1/26. S2CID 58911264.
  30. ^ Wolf, B .; Appenzeller, I .; Кассателла, А. (1980). «МСЭ и наземные наблюдения звезды БМО S Doradus». Астрономия и астрофизика. 88: 15. Bibcode:1980A&A .... 88 ... 15 Вт.
  31. ^ Ван Гендерен, А. М .; Sterken, C .; Де Гроот, М. (1997). «Новые открытия феномена S DOR, основанные на исследовании фотометрической истории переменных AG Car, S DOR и Eta Car». Астрономия и астрофизика. 318: 81. Bibcode:1997 А и А ... 318 ... 81 В.
  32. ^ Munari, U .; Siviero, A .; Bienaymé, O .; Binney, J .; Bland-Hawthorn, J .; Campbell, R .; Freeman, K. C .; Fulbright, J. P .; Гибсон, Б.К .; Gilmore, G .; Гребель, Э. К .; Helmi, A .; Navarro, J. F .; Паркер, К. А .; Reid, W .; Сиброк, Г. М .; Зиберт, А .; Steinmetz, M .; Watson, F. G .; Уильямс, М .; Wyse, R. F. G .; Цвиттер, Т. (2009). «RAVE-спектроскопия светящихся синих переменных в Большом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика. 503 (2): 511. arXiv:0907.0177. Bibcode:2009A&A ... 503..511M. Дои:10.1051/0004-6361/200912398. S2CID 17193868.
  33. ^ Вольф, Б. (1989). ""Нормальный "LBV Eruptions a La S Doradus". Физика светящихся переменных синего цвета. Библиотека астрофизики и космических наук. 157. С. 91–100. Дои:10.1007/978-94-009-1031-7_10. ISBN 978-94-010-6955-7.
  34. ^ Ламерс, Хенни Дж. Г. Л. М. (1987). «Вариации светящихся голубых переменных». Неустойчивости светящихся звезд ранних типов. Библиотека астрофизики и космических наук. 136. С. 99–126. Дои:10.1007/978-94-009-3901-1_7. ISBN 978-94-010-8232-7.
  35. ^ Дэвидсон, Крис (1987). "Гигантские вспышки Eta Carinae - тип P Cygni". Неустойчивости светящихся звезд ранних типов. Библиотека астрофизики и космических наук. 136. С. 127–142. Дои:10.1007/978-94-009-3901-1_8. ISBN 978-94-010-8232-7.
  36. ^ Хамфрис, Роберта М .; Дэвидсон, Крис (1994). «Светящиеся синие переменные: астрофизические гейзеры». Астрономическое общество Тихого океана. 106: 1025. Bibcode:1994PASP..106.1025H. Дои:10.1086/133478.
  37. ^ Смит, Натан; Винк, Джорик С .; Де Котер, Алекс (2004). «Недостающие светящиеся синие переменные и бистабильный скачок». Астрофизический журнал. 615 (1): 475–484. arXiv:Astro-ph / 0407202. Bibcode:2004ApJ ... 615..475S. Дои:10.1086/424030. S2CID 17904692.
  38. ^ Смит, Натан; Томблсон, Райан (2015). «Светящиеся синие переменные антисоциальны: их изоляция подразумевает, что они являются лидерами роста массы в бинарной эволюции». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 447 (1): 598–617. arXiv:1406.7431. Bibcode:2015МНРАС.447..598С. Дои:10.1093 / mnras / stu2430. S2CID 119284620.
  39. ^ Groh, J. H .; Hillier, D.J .; Даминели, А .; Уайтлок, П. А .; Marang, F .; Росси, К. (2009). "О природе прототипа светящейся голубой переменной Ag Carinae. I. Основные параметры во время визуальных минимальных фаз и изменения болометрической светимости во время цикла S-Дор". Астрофизический журнал. 698 (2): 1698–1720. arXiv:0904.2363. Bibcode:2009ApJ ... 698.1698G. Дои:10.1088 / 0004-637X / 698/2/1698. S2CID 1391092.

внешняя ссылка