WikiDer > Змеи

Serpens
Для китайского астрономического созвездия см. Змеи (китайская астрономия).

Змеи
Созвездие
Змеи CaputХвостовая змея
СокращениеСер
Родительный падежСерпентис
Произношение/ˈsɜːrпɪпz/,
родительный падеж /sərˈпɛптɪs/
Символизмто Змея
Прямое восхождениеЗмеи Caput: 15час 10.4м к 16час 22.5м
Хвостовая змея: 17час 16.9м к 18час 58.3м
СклонениеЗмеи Caput: От 25,66 ° до −03,72 °
Хвостовая змея: От 06,42 ° до -16,14 °
ПлощадьЗмеи Caput: 428 кв. Град.
Хвостовая змея: 208 кв. Град.
Общий: 637 кв. Град. (23-е)
Главные звезды11
Байер/Флемстид
звезды		57
Звезды с планеты15
Звезды ярче 3,00м1
Звезды в пределах 10,00 шт. (32,62 св. Лет)2
Самая яркая звездаα Ser (Унукалхай) (2,63м)
Объекты Мессье2
Метеоритные дожди0
Граница
созвездия		Змеи Caput:
Corona Borealis
Волопас
Дева
Весы
Змееносец
Геркулес

Хвостовая змея:
Aquila
Змееносец
Стрелец
Скутум
Виден на широтах от +80° и -80°.
Лучше всего видно в 21:00 (21:00) в течение месяца июль.

Змеи ("Змей", Греческий Ὄφις) это созвездие из Северное полушарие. Одно из 48 созвездий, перечисленных астрономом 2-го века. Птолемей, остается одним из 88 современные созвездия определяется Международный астрономический союз. Он уникален среди современных созвездий тем, что разделен на две несмежные части, Змеи Caput (Змеиная голова) на запад и Хвостовая змея (Змеиный хвост) на восток. Между этими двумя половинками находится созвездие Змееносец, "Змеиноносец". На фигуративных изображениях тело змеи изображено проходящим позади Змееносца между Му Серпентис в Змеи Caput и Nu Serpentis в Хвостовая змея.

Самый яркий звезда в Змеи это красный гигант звезда Альфа Серпентис, или Унукалхай, в Serpens Caput, с кажущаяся величина из 2,63. Также в Змеи Капута можно увидеть невооруженным глазом. шаровое скопление Мессье 5 и невооруженным глазом переменные R Serpentis и Тау4 Серпентис. Известные внегалактические объекты включают Секстет Зейферта, одно из самых плотных скоплений галактик из известных; Арп 220, прототип сверхъестественная инфракрасная галактика; и Объект Хога, самой известной из очень редкого класса галактик, известных как кольцевые галактики.

Часть Млечного Пути галактический самолет проходит через Serpens Cauda, ​​который поэтому богат галактическими объекты глубокого космоса, такой как Туманность Орла (IC 4703) и связанное с ним звездное скопление Мессье 16. Размер туманности составляет 70 световых лет на 50 световых лет. Столпы творения, три пылевых облака, ставших известными благодаря снимку, сделанному Космический телескоп Хаббла. Другие поразительные объекты включают Туманность Красная Площадь, один из немногих объектов в астрономии, принимающих квадратную форму; и Вестерхаут 40, массив поблизости область звездообразования состоящий из молекулярное облако и H II область.

История

Змеи показаны в виде змеи, которых держит Змееносец в Зеркале Урании.
Змеи, которых держит Змееносец, как показано на Зеркало Урании, набор карт созвездий, изданных в Лондон c. 1825. Над хвостом змея - устаревшее созвездие. Телец Понятовый а ниже это Скутум

В Греческая мифология, Змея представляет собой змея держит целитель Асклепий. Представлен в небе созвездием Змееносец, Асклепий однажды убил змею, но впоследствии животное воскресло после того, как вторая змея перед смертью поместила на него траву возрождения. Поскольку змеи ежегодно сбрасывают кожу, они были известны как символ возрождения в древнегреческом обществе, и легенда гласит, что Асклепий воскрешал мертвых людей, используя ту же технику, свидетелем которой он был. Хотя это, вероятно, логика присутствия Змея со Змееносцем, истинная причина до сих пор полностью не известна. Иногда Змеи изображались как обвивающиеся вокруг Змееносца, но в большинстве атласов Змеи показывали, что они проходят либо позади тела Змееносца, либо между его ногами.[1]

В некоторых древних атласах созвездия Змеи и Змееносца изображались как два отдельных созвездия, хотя чаще они изображались как единое созвездие. Одна примечательная фигура, изображающая Змеи отдельно, была Иоганн Байер; таким образом, звезды Змеи каталогизируются с отдельными Обозначения Байера от Змееносца. Когда Эжен Дельпорте установил современные границы созвездий в 1920-х годах, он решил изобразить их по отдельности. Однако это поставило проблему, как разделить два созвездия, когда Депорте решил разделить Змеи на две части - голову и хвост - разделенные непрерывным Змееносцем. Эти две области стали известны как Serpens Caput и Serpens Cauda,[1] caput это латинское слово, обозначающее голову и кауда латинское слово "хвост".[2]

В Китайская астрономия, большинство звезд Змеи представляли собой часть стены, окружающей рынок, известный как Тяньши, который был в Змееносце и был частью Геркулес. Змеи также содержат несколько Китайские созвездия. Две звезды в хвосте представляли часть Шило, башня с офисом рынка. Еще одна звезда в хвосте представлена Liesi, ювелирные магазины. Одна звезда в голове (Му Серпентис) отмечен Тианру, то наследный принцкормилица, а иногда дождь.[1]

Было два созвездия "змей" в Вавилонская астрономия, известный как Муштюшшу и Башму. Похоже, что Муштушшу изображали как гибрид дракона, льва и птицы, и примерно соответствовали Гидра. Башму был рогатый змей (ср. Нингишзида) и примерно соответствует созвездию φις Евдокс Книдский на котором Ὄφις (Змеи) Птолемея.[3]

Характеристики

Змеи - единственный из 88 современных созвездий быть разделенным на две несвязанные области в небе: Змеи Caput (голова) и Хвостовая змея (хвост). Созвездие также необычно тем, что оно зависит от контекста другого созвездия; в частности, его держит Змееносец Змееносец.[1]

Змеи Caput граничат с Весы На юг, Дева и Волопас на восток, Corona Borealis на север, а Змееносец и Геркулес на запад; Serpens Cauda граничит с Стрелец На юг, Скутум и Aquila на восток и Змееносец на севере и западе. Покрытие 636,9 квадратные градусы Всего по размеру оно занимает 23-е место из 88 созвездий. Летом в северном полушарии он заметно проявляется как в северном, так и в южном небе.[4] Его основной астеризм состоит из 11 звезд, а всего 108 звезд ярче 6,5 звездной величины, традиционного предела видимости невооруженным глазом.[4]

Границы Змеи-Капута, установленные бельгийским астрономом Эжен Дельпорте в 1930 году они определены 10-сторонним многоугольником, а Serpens Cauda - 22-сторонним многоугольником. в экваториальная система координат, то прямое восхождение координаты границ Serpens Caput лежат между 15час 10.4м и 16час 22.5м, в то время как склонение координаты находятся между 25,66 ° и -03,72 °. Границы Змеи Кауды лежат между прямыми восхождениями 17час 16.9м и 18час 58.3м и склонения 06,42 ° и -16,14 °.[5] В Международный астрономический союз (IAU) приняло трехбуквенное сокращение "Ser" для созвездия в 1922 году.[5][6]

Функции

Звезды

Смотрите также: Список звезд в Змеи

Головные звезды

Звездный узор на Serpens Caput, видимый невооруженным глазом, с треугольником, обозначающим голову, и линией звезд, идущей вниз, отмечая верхнюю часть тела
Созвездие Змеи (Caput), видимое невооруженным глазом

Сердце змея - ярчайшая звезда созвездия, Альфа Серпентис. Традиционно называется Унукалхай, это красный гигант из спектральный класс K2III находился примерно в 23 парсеках с визуальной величина 2,630 ± 0,009,[7] Это означает, что его можно легко увидеть невооруженным глазом даже в местах со значительным световым загрязнением. Слабый спутник находится на орбите вокруг красной гигантской звезды,[8] хотя невооруженным глазом это не видно. Рядом с Альфой находится Лямбда Серпентис, звезда с величиной 4,42 ± 0,05, весьма похожая на Солнце.[9] находится всего в 12 парсеках.[10] Другой солнечный аналог в Змеи является основным из Пси Серпентис, двойная звезда[11] расположен немного дальше, примерно в 14 парсеках.[12]

Бета, Гамма, и Йота Серпентис образуют характерную треугольную форму, обозначающую голову змеи, с Каппа Серпентис (имя собственное Гуджа[13]) находясь примерно на полпути между Гаммой и Йотой. Самая яркая из четырех звезд с видимой величиной примерно 3,67, Бета Серпентис - белая звезда главной последовательности на расстоянии примерно 160 парсеков.[14] Вероятно, что ближайшая звезда 10-й величины[15] физически связан с бета-версией, хотя это не точно.[16] В Переменная мира R Serpentis, расположенная между Бета и Гамма, видна невооруженным глазом при максимуме 5-й звездной величины, но, что типично для переменных Миры, она может исчезнуть до величины ниже 14.[17] Сама Gamma Serpentis относится к F-типу субгигант расположена всего в 11 парсеках от нее и поэтому довольно яркая, имея звездную величину 3,84 ± 0,05.[18] Известно, что звезда показывает солнечные колебания.[19]

Дельта Серпентис, являясь частью тела змеи между сердцем и головой, является множественной звездной системой[20] расположен примерно в 70 парсеках от Земли. Состоящая из четырех звезд, система имеет общую видимую величину 3,79, если смотреть с Земли.[21] хотя две звезды с совокупной видимой величиной 3,80 обеспечивают почти весь свет.[22] Первичный белый субгигант - это Переменная Delta Scuti со средней видимой величиной 4,23.[23] Расположен очень близко к Дельте, как в ночном небе, так и, вероятно, в реальном космосе на расстоянии около 70 парсеков,[24] это бариевая звезда 16 Серпентис.[25] Еще одна заметная переменная звезда, видимая невооруженным глазом, - это Чи Серпентис, Alpha² Canum Venaticorum переменная расположен на полпути между Дельтой и Бетой, которая отличается от своей средней яркости 5,33 на 0,03 звездной величины в течение приблизительно 1,5 дней.[26]

Две звезды в Serpens Caput, которые образуют часть тела Змеи под сердцем, - Эпсилон и Му Серпентис, обе третьей величины Звезды главной последовательности А-типа.[27][28] У обоих есть особенность: Эпсилон - это Я звезда,[29] в то время как Mu - двоичный файл.[30] Расположен немного к северо-западу от Му. 36 Серпентис, еще одна звезда главной последовательности А-типа. У этой звезды тоже есть особенность; это двоичный файл с основным компонентом Звезда Lambda Boötis, что означает, что в нем есть солнечные количества углерод, азот, и кислород, в то время как содержащие очень низкие количества железный пик элементы.[31] 25 Серпентис, расположенный в нескольких градусах к северо-востоку от Му Серпентис, спектроскопическая двойная[32] состоящий из горячего Гигант типа B и звезда главной последовательности А-типа. Первичный - это медленно пульсирующая звезда B, что приводит к изменению системы на 0,03 величины.[33]

Serpens Caput содержит много Переменные RR Лиры, хотя большинство из них слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть без профессиональной фотографии. Самый яркий В. Я. Серпентис, только 10-й величины. Период этой звезды увеличивается примерно на 1,2 секунды за столетие.[34] Переменная звезда другого типа - это Тау4 Серпентис, холодный красный гигант, пульсирующий между звездной величиной 5,89 и 7,07 за 87 дней.[35] Было обнаружено, что эта звезда отображает обратную P Cygni профиль,[36] где холодный падающий на звезду газ создает красное смещение линии поглощения водорода рядом с нормальными линиями излучения.[37]

Было обнаружено, что несколько звезд в Змеи планеты. Самый яркий, Омега Серпентис, расположенный между Эпсилоном и Му, является оранжевый гигант с планетой не менее 1,7 Юпитер-массы.[38] Н. Н. Серпентис, затмевающий двоичный файл после общего конверта состоящий из белый Гном и красный карлик,[39] очень вероятно, что будет иметь две планеты, вызывающие изменения в периоде затмений.[40] Хотя у него нет планеты, солнечный аналог HD 137510 было обнаружено, что коричневый карлик компаньон в пустыня коричневого карлика.[41]

PSR B1534 + 11 это система, состоящая из двух нейтронные звезды вращаются друг вокруг друга, один из которых пульсар с периодом 37,9 миллисекунды. Расположенная на расстоянии примерно 1000 парсеков, система использовалась для тестирования Альберт Эйнштейнтеория общая теория относительности, подтверждая релятивистские параметры системы с точностью до 0,2% от значений, предсказываемых теорией.[42] В рентгеновский снимок было обнаружено, что излучение системы присутствует, когда непульсарная звезда пересекает экваториальную пульсарный ветер пульсара, и было обнаружено, что орбита системы незначительно меняется.[43]

Хвост звезды

Звездный узор на Serpens Cauda, ​​видимый невооруженным глазом, с линией звезд, отмечающей хвост
Созвездие Змеи (Хвоста), видимое невооруженным глазом

Самая яркая звезда в хвосте, Эта Серпентис, похожа на первичную звезду Alpha Serpentis в том, что это красный гигант спектрального класса K. Однако известно, что эта звезда демонстрирует солнечные колебания в течение примерно 2,16 часа.[44] Две другие звезды в Serpens Cauda, ​​образующие его астеризм, - это Тета и Си Серпентис. Кси, где астеризм переходит в Му Серпентис в голове, является тройной звездной системой.[8] находится примерно в 105 парсеках.[45] Две звезды с совокупной видимой величиной около 3,5 образуют спектроскопическую двойную систему с угловое разделение всего 2,2 миллионаугловые секунды,[46] и поэтому не могут быть решены с помощью современного оборудования. Первичный - это белый гигант с избытком стронций.[45] Тета, образующая кончик хвоста, также является множественной системой, состоящей из двух звезд главной последовательности A-типа с общей видимой величиной около 4,1, разделенных почти половиной угловой минуты.[8]

На границе со Змееносцем лежат Зета, Nu, и Омикрон Серпентис. Все три звезды главной последовательности 4-й величины, а Nu и Omicron относятся к спектральному классу A.[47][48] и Зеты принадлежат к спектральному классу F.[49] Ню - одиночная звезда[8] с визуальным спутником 9-й величины,[50] в то время как Omicron - это переменная Дельта Щита с вариациями амплитуды 0,01 величины.[51] В 1909 г. симбиотическая новая[52] РТ Серпентис появился около Омикрона, хотя достиг максимальной звездной величины всего 10.[53]

Звездная система 59 Серпентис, также известный как d Serpentis, представляет собой тройную звездную систему [54] состоящий из спектрально-двойной звезды, содержащей звезду A-типа и оранжевого гиганта[55] и вторичный оранжевый гигант.[56] Система показывает нерегулярные колебания яркости между величинами 5.17 и 5.2.[57] В 1970 году новая FH Serpentis появился чуть севернее 59 Serpentis, достигнув максимальной яркости 4.5.[58] Также около 59 Serpentis в Змеиное облако несколько Переменные Ориона. MWC 297 это Хербиг Будь звездой что в 1994 году была выставлена ​​большая рентгеновский снимок вспышка и увеличилась в рентгеновской светимости в пять раз, прежде чем вернуться в состояние покоя.[59] У звезды также есть околозвездный диск.[60] Еще одна переменная Ориона в регионе: В. В. Серпентис, звезда Хербига Ae, у которой обнаружены пульсации Дельты Щита.[61] У VV Serpentis, как и у MWC 297, был пыльный диск, окружающий его,[62] а также Звезда UX Orionis,[63] Это означает, что он показывает нерегулярные изменения своей яркости.[64]

Звезда HR 6958, также известный как MV Serpentis, является альфа2 Canum Venaticorum переменная, слабо заметная невооруженным глазом.[65] Содержание металлов в звезде в десять раз выше, чем у Солнца по большинству металлов на пике железа и до 1000 раз больше по более тяжелым элементам. Также было обнаружено, что он содержит избыток кремний.[66] Едва заметна невооруженным глазом HD 172365,[67] вероятный пост-синий отставший в открытом кластере IC 4756 который содержит большой избыток литий.[68] HD 172189, также расположенный в IC 4756, является Переменная Алгола затмевающий двоичный[69] с периодом 5,70 дней. Первичная звезда в системе также является переменной Дельта Щита, претерпевающей несколько частот пульсаций, которые в сочетании с затмениями заставляют систему изменяться примерно на одну десятую величины.[70]

Поскольку галактический самолет проходит через него, Serpens Cauda содержит множество массивных OB звезды. Некоторые из них видны невооруженным глазом, например Северо-Западный Серпентис, рано Будь звездой это оказалось несколько изменчивым. Изменчивость интересна; согласно одному исследованию, это может быть один из первых обнаруженных гибридов между Переменные Beta Cephei и медленно пульсирующие звезды B.[71] Хотя невооруженным глазом не видно, HD 167971 (MY Serpentis) - это Бета-лира переменная тройная система, состоящая из трех очень горячих Звезды О-типа. Член кластера NGC 6604,[72] две затменные звезды - голубые гиганты, одна из которых относится к очень раннему спектральному классу O7.5III. Оставшаяся звезда либо голубой гигант, либо сверхгигант спектрального класса позднего O или раннего B.[73] Также затмевающий[74] двоичный, HD 166734 Система состоит из двух синих сверхгигантов O-типа, вращающихся вокруг друг друга.[75] Менее экстремальный по массе и температуре HD 161701, спектроскопическая двойная, состоящая из B-тип первичный и Ap вторичный, хотя это единственная известная спектрально-двойная система, состоящая из звезды с превышением Меркурий и марганец и Ap-звезда.[76]

К югу от Туманность Орла на границе со Стрельцом находится затменная двоичная W Серпентис, первичный объект которого - белый гигант, взаимодействующий со вторичным. Было обнаружено, что система содержит аккреционный диск, и был одним из первых обнаруженных Змеи, которые представляют собой затмевающие двоичные файлы, содержащие исключительно сильные дальний ультрафиолет спектральные линии.[77] Предполагается, что такие змеи находятся на более ранней стадии эволюции и сначала разовьются в двойные периодические переменные а затем классические переменные Алгола.[78] Также возле туманности Орла находится затмевающая Вольф – Райе двоичный CV Serpentis, состоящий из звезды Вольфа – Райе и горячего субгиганта O-типа. Система окружена кольцевым туманность, вероятно, сформированные во время фазы Вольфа – Райе первичной обмотки.[79] Затмения в системе изменяются хаотично, и, хотя есть две теории относительно того, почему, ни одна из них не полностью согласуется с нынешним пониманием звезд.[80]

Serpens Cauda содержит несколько Рентгеновские двойные системы. Один из них, GX 17 + 2, это маломассивная рентгеновская двойная система состоящий из нейтронной звезды и, как и во всех маломассивных рентгеновских двойных системах, из маломассивной звезды. Система была классифицирована как Sco-подобный источник Z, что означает, что его аккреция находится вблизи Предел Эддингтона.[81] Также было обнаружено, что примерно каждые 3 дня яркость системы повышается примерно на 3,5. K-диапазон величины, возможно, из-за наличия синхротронная струя.[82] Еще одна маломассивная рентгеновская двойная система, Змеи X-1, периодически подвергается рентгеновским вспышкам. Один, в частности, длился почти четыре часа, что, возможно, объясняется сжиганием углерода в «океане тяжелых элементов».[83]

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 в хороших условиях

Поскольку галактическая плоскость не проходит через эту часть Змеи, возможен обзор многих галактик за ее пределами. Однако несколько структур Галактики Млечный Путь присутствуют в Serpens Caput, например: Мессье 5, а шаровое скопление расположен примерно в 8 ° к юго-западу от α Serpentis, рядом со звездой 5 Серпентис. В хороших условиях еле видна невооруженным глазом,[84] и находится примерно в 25 000 св. лет.[85] Мессье 5 содержит большое количество известных переменных звезд типа RR Лиры,[86] и удаляется от нас со скоростью более 50 км / с.[87] Кластер состоит из двух миллисекундные пульсары, один из которых находится в двоичном формате, что позволяет собственное движение кластера, который нужно измерить. Бинарный файл может помочь нам понять нейтронное вырожденное вещество; текущая медианная масса, если она будет подтверждена, исключит любые "мягкие" уравнение состояния в таком случае.[88] Кластер использовался для тестирования магнитные дипольные моменты в нейтрино, которые могут пролить свет на некоторые гипотетические частицы, такие как аксион.[89] Еще одно шаровое скопление Паломар 5, найденный к югу от Мессье 5. Многие звезды покидают это шаровое скопление из-за гравитации Млечного Пути, образуя приливный хвост длиной более 30000 световых лет.[90]

В L134/L183 это темная туманность комплекс, который вместе с третьим облаком, вероятно, образован фрагментами единственного исходного облака, расположенного в 36 градусах от галактической плоскости, что является большим расстоянием для темных туманностей.[91] Предполагается, что весь комплекс находится на расстоянии около 140 парсеков.[92] L183, также известный как L134N, является домом для нескольких источников инфракрасного излучения, указывающих на дозвездные источники.[93] Предполагается, что это первое известное наблюдение фазы сжатия между ядрами облаков и дозвездными ядрами.[94] Ядро разделено на три области:[95] с общей массой около 25 солнечных масс.[96]

За пределами Млечного Пути в Змеи-Капу нет ярких объектов глубокого космоса для астрономов-любителей, и ничто другое не превышает 10-й звездной величины. Самый яркий NGC 5962, а спиральная галактика расположен на расстоянии около 28 мегапарсеков[97] с видимой величиной 11.34.[98] Чуть слабее NGC 5921, а спиральная галактика с перемычкой с ЛАЙНЕР-тип активное ядро ​​галактики расположен несколько ближе на расстоянии 21 мегапарсека.[99] А сверхновая типа II наблюдалась в этой галактике в 2001 году и получила обозначение SN 2001X.[100] Еще слабее спирали NGC 5964[101] и NGC 6118, причем последний является хозяином сверхновая звезда SN 2004dk.[102]

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

Объект Хога, расположенный в 600 миллионах 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 старых желтых звезд. Преобладающая теория относительно ее образования состоит в том, что галактика-прародитель была спиральной галактикой с перемычкой, рукава которой имели слишком большие скорости, чтобы поддерживать когерентность галактики, и поэтому отсоединились.[103] Арп 220 еще одна необычная галактика в Змеи. Прототип сверхъестественная инфракрасная галактика, Arp 220 несколько ближе, чем Объект Хога, в 250 миллионах световых лет от Земли. Он состоит из двух больших спиральных галактик в процессе столкновение с их ядрами, вращающимися на расстоянии 1200 световых лет, вызывая обширные звездообразование во всех компонентах. Он обладает большим скоплением из более чем миллиарда звезд, частично покрытым толстыми пылевыми облаками около ядра одной из галактик.[103] Другая взаимодействующая пара галактик, хотя и на более ранней стадии, состоит из галактик. NGC 5953 и NGC 5954. В этом случае оба активные галактики, с бывшим a Сейферт 2 галактика и последняя галактика типа ЛАЙНЕР. Оба переживают всплеск звездообразования, вызванный взаимодействием.[104]

Секстет Зейферта это группа шести галактик, четыре из которых гравитационное взаимодействие и два из которых просто кажутся частью группы, несмотря на большее расстояние. Гравитационно связанный кластер лежит на расстоянии 190 миллионов световых лет от Земли и составляет около 100 000 световых лет в поперечнике, что делает секстет Сейферта одной из самых плотных известных групп галактик. Астрономы предсказывают, что четыре взаимодействующие галактики в конечном итоге слияние сформировать большой эллиптическая галактика.[103] Радиоисточник 3C 326 изначально был создан гигантской эллиптической галактикой. Однако в 1990 году было показано, что источником вместо этого является более яркая и меньшая галактика в нескольких угловых секундах к северу.[105] Этот объект, обозначенный как 3C 326 N, имеет достаточно газа для звездообразования, но подавляется из-за энергии ядра радиогалактики.[106]

Гораздо большее скопление галактик имеет красное смещение -0,0354. Абель 2063.[107] Считается, что скопление взаимодействует с соседней группой галактик. MKW 3s, основанный на измерениях лучевых скоростей галактик и расположении cD galaxy в центре Abell 2063.[108] Активная галактика в центре MKW 3s—NGC 5920- похоже, создает пузырь горячего газа из-за своей радиоактивности.[109] Рядом со звездой 5-й величины Пи Серпентис ложь AWM 4, кластер, содержащий избыток металлов во внутрикластерной среде. Центральная галактика, NGC 6051, это радиогалактика это, вероятно, ответственно за это обогащение.[110] Подобно AWM 4, кластер Абель 2052 имеет центральную cD-радиогалактику, 3C 317. Считается, что эта радиогалактика перезапустилась после периода бездействия менее 200 лет назад.[111] В галактике насчитывается более 40 000 известных шаровых скоплений, что является самым высоким из всех известных на 2002 год.[112]

Яркая красная галактика слева взаимодействует с синей галактикой справа, образуя сливающуюся пару активных галактик 3C 321.
Составное изображение 3C 321, сливающаяся активная пара галактик

Состоит из двух квазаров с расстоянием менее 5 угловые секунды, пара квазаров 4C 11,50 одна из визуально ближайших пар квазаров на небе. Однако у них заметно разные красные смещения, и поэтому они не связаны между собой.[113] Элемент пары переднего плана (4C 11,50 A) не обладает достаточной массой, чтобы преломлять свет от фонового компонента (4C 11,50 B), достаточный для создания линзированный имидж, хотя у него есть собственный верный спутник.[114] 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 за счет того, что первая струя направляет материал на второй огромная черная дыра.[115]

Пример гравитационное линзирование находится в радиогалактике 3C 324. Сначала предполагалось, что это одиночная сверхсветящаяся радиогалактика с красным смещением z = 1,206, в 1987 году было обнаружено, что на самом деле это две галактики, причем радиогалактика на вышеупомянутом красном смещении линзируется другой галактикой на красном смещении. z = 0,845. Первый пример обнаруженной радиогалактики с множественными изображениями,[116] источник выглядит как эллиптическая галактика с полоса пыли затемняют наш взгляд на визуальное и ультрафиолетовое излучение ядра.[117] В еще более коротких длинах волн BL Lac объект PG 1553 + 113 является сильным источником гамма излучение. Этот объект является самым удаленным из обнаруженных, излучающим фотоны с энергией ТэВ диапазон по состоянию на 2007 год.[118] Спектр уникален, с жестким излучением в некоторых диапазонах спектра гамма-излучения, резко контрастирующим с мягким излучением в других.[119] В 2012 году объект вспыхнул в спектре гамма-лучей, увеличив в три раза яркость за две ночи, что позволило точно измерить красное смещение как z = 0.49.[120]

Несколько гамма-всплески (GRB) наблюдались в Serpens Caput, например GRB 970111, один из самых ярких наблюдаемых гамма-всплесков. Оптический переходный процесс, связанный с этим гамма-всплеском, не обнаружен, несмотря на его интенсивность. Поначалу галактика-хозяин также оказалась неуловимой, однако теперь выясняется, что хозяин - это Галактика Сейферта I расположен на красном смещении z = 0.657.[121] Рентгеновское послесвечение гамма-всплеска также было намного слабее, чем у других более диммерных гамма-всплесков.[122] Более далекий GRB 060526 (красное смещение z = 3,221), по которым регистрировались рентгеновские и оптические послесвечения. Этот GRB был очень слабым для длительного GRB.[123]

Хвостовые объекты

Три столба непрозрачного газа высотой на зеленом туманном фоне
В Столпы творения, известный область звездообразования в Туманность Орла прославился этой фотографией Хаббла

Часть галактической плоскости проходит через хвост, и, таким образом, Serpens Cauda богата объектами глубокого космоса в нашей собственной галактике. В Туманность Орла и связанное с ним звездное скопление, Мессье 16 находятся на расстоянии 7000 световых лет от Земли в направлении центра Галактики. Размер туманности составляет 70 световых лет на 50 световых лет. Столпы творения, три пылевых облака, ставших известными благодаря снимку, сделанному Космический телескоп Хаббла. Звезды, рожденные в туманности Орла, в дополнение к звездам с приблизительным возрастом 5 миллионов лет, имеют среднюю температуру 45000 кельвины и произвести огромное количество радиации, которая в конечном итоге разрушать пыльные столбы.[103] Несмотря на свою известность, туманность Орла довольно тусклая, с интегральной звездной величиной примерно 6.0. Области звездообразования в туманности часто испаряющиеся газообразные глобулы; В отличие от Глобулы Бока они держат только один протозвезда.[124]

К северу от Мессье 16, на расстоянии примерно 2000 парсеков, находится Ассоциация акушерства Змеи OB2, содержащий более 100 OB-звезд. Ассоциация, возраст которой составляет около 5 миллионов лет, по-видимому, все еще содержит области звездообразования, и свет от ее звезд освещает HII регион С 54.[125] Внутри этой области HII находится открытый кластер NGC 6604, который является тем же возрастом, что и окружающая ассоциация OB,[126] и теперь считается, что кластер - это просто самая плотная его часть.[127] Похоже, что кластер производит тепловую трубу ионизированного газа, вызванную взаимодействием газа из галактический диск с галактическое гало.[125]

Еще одно открытое скопление в Serpens Cauda - это IC 4756, содержащий по крайней мере одну звезду, видимую невооруженным глазом, HD 172365[128] (еще одна видимая невооруженным глазом звезда поблизости, HD 171586, скорее всего, не связаны). Находится на расстоянии примерно 440 парсеков,[129] Возраст этого кластера оценивается примерно в 800 миллионов лет, что достаточно для открытого скопления.[130] Несмотря на наличие Млечного Пути в Serpens Cauda, ​​можно найти одно шаровое скопление: NGC 6535хотя и невидимы невооруженным глазом, их можно различить в небольшие телескопы к северу от Дзета Серпентис. Достаточно маленький и разреженный для шарового скопления,[131] это скопление не содержит известных переменных RR Лиры, что необычно для шарового скопления.[132]

MWC 922 звезда, окруженная планетарная туманность. Названный Туманность Красная Площадь из-за его сходства с Красный прямоугольник туманность, планетарная туманность кажется почти идеальным квадратом с темной полосой вокруг экваториальных областей. В туманности есть концентрические кольца, похожие на те, что наблюдаются у сверхновой. SN 1987A.[133] MWC 922 сам по себе Переменная FS Canis Majoris,[134] означает, что это Ве-звезда, содержащая исключительно яркие водород эмиссионные линии а также выбрать запрещенные строки, вероятно, из-за наличия близкой двойной системы.[135] К востоку от Кси Серпентис находится еще одна планетарная туманность, Abell 41, содержащую двойную звезду MT Serpentis в его центре. Туманность имеет биполярную структуру, и было обнаружено, что ось симметрии туманности находится в пределах 5 ° от линии, перпендикулярной плоскости орбиты звезд, что усиливает связь между двойными звездами и биполярными планетарными туманностями.[136] На другом конце диапазона звездных возрастов находится L483, темная туманность, в которой находится протозвезда IRAS 18418-0440. Хотя классифицируется как класс 0 протозвезда, у него есть некоторые необычные для такого объекта особенности, такие как отсутствие высокоскоростного звездные ветры, и было предложено, что этот объект находится в переходе между классом 0 и класс I.[137] А переменная туманность существует вокруг протозвезды, хотя видна только в инфракрасном свете.[138]

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

В Змеиное облако массивное звездообразование молекулярное облако расположен в южной части Serpens Cauda. Всего два миллиона лет[139] и на расстоянии 420 парсеков,[140] известно, что облако содержит множество протозвезд, таких как Змеи FIRS 1[141] и Змеи SVS 20.[142] В Змеи Юг Протокластер был обнаружен НАСА Космический телескоп Спитцера в южной части облака,[143] и похоже, что звездообразование все еще продолжается в этом регионе.[144] Еще одно место звездообразования - Вестерхаут 40 комплекс, состоящий из заметной области HII, прилегающей к молекулярному облаку.[145] Расположен на расстоянии около 500 парсеков,[146] это одна из ближайших массивных областей звездообразования, но поскольку молекулярное облако заслоняет область HII, делая ее и ее скопление трудно видимым, она не так хорошо изучена, как другие.[147] Вложенное скопление, вероятно, содержит более 600 звезд с массой более 0,1 солнечной.[148] с несколькими массивными звездами, включая по крайней мере одну звезду O-типа, ответственную за освещение области HII и образование пузырь.[146]

Несмотря на наличие Млечного Пути, несколько активных галактик также видны в Serpens Cauda, ​​например, ПДС 456, найденный возле Кси Серпентиса. Самая яркая ближайшая активная галактика,[149] это AGN оказалось чрезвычайно изменчивым в Рентгеновский спектр. Это позволило пролить свет на природу сверхмассивной черной дыры в центре, вероятно Черная дыра Керра.[150] Возможно, квазар претерпевает переход от сверхъестественной инфракрасной галактики к классическому радиоспокойному квазару, но с этой теорией есть проблемы, и этот объект кажется исключительным объектом, который не полностью соответствует существующим системам классификации.[149] Рядом находится НРАО 530, а блазар который, как известно, иногда вспыхивает в рентгеновских лучах. Одна из этих вспышек длилась менее 2000 секунд, что сделало ее самой короткой вспышкой, когда-либо наблюдавшейся в блазаре по состоянию на 2004 год.[151] Блазар также, кажется, показывает периодическую изменчивость в своем радиоволна выпуск продукции за два разных периода: шесть и десять лет.[152]

Метеоритные дожди

Есть два дневных метеоритные дожди который излучать из Змеи, Омега Змеи и Сигма Змеи. Пик обоих ливней приходится на период с 18 по 25 декабря.[153]

Рекомендации

  1. ^ а б c d Ридпат, Ян. "Змеи". Звездные сказки. самоизданный. Получено 15 мая 2014.
  2. ^ Арнольд, Морис (Тоби). «Глоссарий анатомии Арнольда». Анатомия и гистология - онлайн-обучение. Сиднейский университет. Архивировано из оригинал на 2015-09-02. Получено 8 августа 2015.
  3. ^ Белый, Гэвин (2007). Вавилонское звездное предание: иллюстрированное руководство по звездному преданию и созвездиям древней Вавилонии. Публикации Solaria. п. 180. ISBN 978-0-9559037-0-0.
  4. ^ а б Ридпат, Ян. «Созвездия: Андромеда – Инд». Звездные сказки. самоизданный. Получено 1 апреля 2014.
  5. ^ а б "Caelum, Граница созвездия". Созвездия. Международный астрономический союз. Получено 20 апреля 2014.
  6. ^ Рассел, Х. Н. (1922). «Новые международные символы созвездий». Популярная астрономия. 30: 469–71. Bibcode:1922PA ..... 30..469R.
  7. ^ «* Alpha Serpentis - Звезда в двойной системе». SIMBAD. Получено 18 апреля 2014.
  8. ^ а б c d Eggleton, P.P .; Токовинин, А.А. (2008). «Каталог множественности ярких звездных систем». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 389 (2): 869. arXiv:0806.2878. Bibcode:2008МНРАС.389..869Э. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x.
  9. ^ Da Silva, R .; Порто де Мелло, Дж. Ф .; Milone, A.C .; Da Silva, L .; Ribeiro, L. S .; Роча-Пинто, Х. Дж. (2012). «Точные и однородные образцы содержания в звездах солнечного типа в окрестностях Солнца: хемохронологический анализ». Астрономия и астрофизика. 542: A84. arXiv:1204.4433. Bibcode:2012A & A ... 542A..84D. Дои:10.1051/0004-6361/201118751.
  10. ^ «* Lambda Serpentis - Звезда». SIMBAD. Получено 20 мая 2014.
  11. ^ Hall, J.C .; Генри, G.W .; Lockwood, G.W .; Skiff, B.A .; Саар, С. Х. (2009). "Активность и изменчивость Солнца и солнцеподобных звезд. II. Современная фотометрия и спектроскопия ярких солнечных аналогов". Астрономический журнал. 138 (1): 312. Bibcode:2009AJ .... 138..312H. CiteSeerX 10.1.1.216.9004. Дои:10.1088/0004-6256/138/1/312.
  12. ^ «* Psi Serpentis - Двойная или множественная звезда». SIMBAD. Получено 21 июн 2014.
  13. ^ "Каталог звездных имен МАС". Международный астрономический союз. Получено 2018-09-17.
  14. ^ «* Beta Serpentis - Звезда в двойной системе». SIMBAD. Получено 12 мая 2014.
  15. ^ «* Beta Serpentis B - звезда в двойной системе». SIMBAD. Получено 12 мая 2014.
  16. ^ Shaya, E.J .; 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. Bibcode:2011ApJS..192 .... 2S. Дои:10.1088/0067-0049/192/1/2.
  17. ^ VSX (4 января 2010 г.). "R Serpentis". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 22 мая 2014.
  18. ^ «* Gamma Serpentis - переменная звезда». SIMBAD. Получено 22 мая 2014.
  19. ^ Би, С. -Л .; Basu, S .; Ли, Л.-Х. (2008). «Сейсмологический анализ звезд γ Serpentis и ι Leonis: звездные параметры и эволюция». Астрофизический журнал. 673 (2): 1093–1105. Bibcode:2008ApJ ... 673.1093B. Дои:10.1086/521575.
  20. ^ Малков, О.Ю .; Тамазян, В. С .; Docobo, J. A .; Чулков Д.А. (2012). «Динамические массы выбранного образца орбитальных двойных систем». Астрономия и астрофизика. 546: A69. Bibcode:2012A & A ... 546A..69M. Дои:10.1051/0004-6361/201219774.
  21. ^ «* Delta Serpentis - двойная или множественная звезда». SIMBAD. Получено 18 мая 2014.
  22. ^ «* Delta Serpentis B - Star в двойной системе». SIMBAD. Получено 18 мая 2014.
  23. ^ VSX (4 января 2010 г.). "Дельта Серпентис". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 18 мая 2014.
  24. ^ «* 16 Серпентис - Звезда». SIMBAD. Получено 24 мая 2014.
  25. ^ Tomkin, J .; Ламберт, Д. Л. (1986). «Содержание тяжелых элементов в мягких звездах бария Omicron Virginis и 16 Serpentis». Астрофизический журнал. 311: 819. Bibcode:1986ApJ ... 311..819T. Дои:10.1086/164821.
  26. ^ VSX (4 января 2010 г.). "Чи Серпентис". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 26 мая 2014.
  27. ^ «* Эпсилон Серпентис - Звезда». SIMBAD. Получено 26 мая 2014.
  28. ^ «* Mu Serpentis - Звезда». SIMBAD. Получено 26 мая 2014.
  29. ^ Adelman, S.J .; Албайрак Б. (1998). "Анализ содержания элементов с помощью спектрограмм DAO - XX. Ранние звезды эпсилон Serpentis, 29 Vulpeculae и сигма Водолея". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 300 (2): 359. Bibcode:1998МНРАС.300..359А. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01859.x.
  30. ^ Гончаров, Г. А .; Кияева, О. В. (2010). «Фотоцентрические орбиты, полученные в результате прямого сочетания наземной астрометрии с Hipparcos II. Предварительные орбиты для шести астрометрических двойных систем». Новая астрономия. 15 (3): 324. arXiv:1606.08182. Bibcode:2010NewA ... 15..324G. Дои:10.1016 / j.newast.2009.09.006.
  31. ^ Николов, Г .; Атанасова, Е .; Илиев, И. К .; Paunzen, E .; Барзова И.С. (апрель 2008 г.). «Спектроскопическое определение орбит двух слабых металлов карликов: HD64491 и HD141851». Вклад астрономической обсерватории Скалнате Плесо. 38 (2): 433–434. Bibcode:2008CoSka..38..433N.
  32. ^ Petrie, R.M .; Фиббс, Эдгар (1950). «Переопределение спектрографических орбит Йоты Пегаса и 25 Серпентисов». Публикации Доминионской астрофизической обсерватории Виктория. 8: 225–234. Bibcode:1950PDAO .... 8..225P.
  33. ^ VSX; Отеро, С.А. (10 февраля 2012 г.). "ПТ Серпентис". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 28 мая 2014.
  34. ^ Вундер Э. (октябрь 1991 г.). "Периодические изменения ярких RR лир звезд СУ Дра и VY Сер". Информационный бюллетень по переменным звездам. 3669 (1): Домашняя страница IBVS. Bibcode:1991IBVS.3669 .... 1 Вт.
  35. ^ VSX; Отеро, С.А. (28 июня 2012 г.). "Тау4 Серпентис". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 24 июн 2014.
  36. ^ Колотилов, Э. А .; Руссев, Р. М. (январь 1980 г.). «Обратный P Cyg профиль Halpha в спектре красного гиганта HD 139216 = tau4 Ser». Информационный бюллетень по переменным звездам. 1730: 1. Bibcode:1980IBVS.1730 .... 1K.
  37. ^ Группа изучения галактических звезд и образования планет. «Лекция 7: Обрушение ядер и падение» (PDF). Департамент физики и астрономии, Толедский университет. Получено 17 июля 2015.
  38. ^ Sato, B .; Омия, М .; Harakawa, H .; Liu, Y. -J .; Izumiura, H .; Kambe, E .; Takeda, Y .; Yoshida, M .; Itoh, Y .; Ando, ​​H .; Кокубо, Э .; Ида, С. (2013). «Планетарные спутники трех эволюционировавших звезд средней массы: HD 2952, HD 120084 и ω Serpentis». Публикации Астрономического общества Японии. 65 (4): 85. arXiv:1304.4328. Bibcode:2013PASJ ... 65 ... 85S. Дои:10.1093 / pasj / 65.4.85.
  39. ^ Parsons, S.G .; Marsh, T. R .; Copperwheat, C. M .; Дхиллон, В. С .; Littlefair, S.P .; Gänsicke, B.T .; Хикман, Р. (2010). «Точные значения массы и радиуса для белого карлика и карлика M малой массы в докатаклизмической двойной системе NN Serpentis». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 402 (4): 2591. arXiv:0909.4307. Bibcode:2010МНРАС.402.2591П. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.16072.x.
  40. ^ Marsh, T. R .; Parsons, S.G .; Bours, M. C. P .; Littlefair, S.P .; Copperwheat, C. M .; Дхиллон, В. С .; Breedt, E .; Caceres, C .; Шрайбер, М. Р. (2013). "Планеты вокруг NN Serpentis: все еще там" (PDF). Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 437 (1): 475. arXiv:1310.1391. Bibcode:2014МНРАС.437..475М. Дои:10.1093 / mnras / stt1903.
  41. ^ Эндл, Майкл; Hatzes, Artie P .; 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. Bibcode:2004ApJ ... 611.1121E. Дои:10.1086/422310.
  42. ^ Fonseca, E .; Лестница, И. Х .; Торсетт, С. Э. (2014). «Комплексное исследование релятивистской гравитации с помощью PSR B1534 + 12». Астрофизический журнал. 787 (1): 82. arXiv:1402.4836. Bibcode:2014ApJ ... 787 ... 82F. Дои:10.1088 / 0004-637X / 787/1/82.
  43. ^ Durant, M .; Каргальцев, О .; Волков, И .; Павлов Г.Г. (2011). "Изменение орбиты рентгеновского излучения двойной нейтронной звезды J1537 + 1155". Астрофизический журнал. 741 (1): 65. arXiv:1108.3330. Bibcode:2011ApJ ... 741 ... 65D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 741/1/65.
  44. ^ Hekker, S .; Аэртс, К. (2010). «Вариации профиля линий стохастически возбужденных колебаний четырех эволюционировавших звезд». Астрономия и астрофизика. 515: A43. arXiv:1002.2212. Bibcode:2010A & A ... 515A..43H. Дои:10.1051/0004-6361/200912777.
  45. ^ а б «Си Серпентис - Спектроскопическая двойная система». SIMBAD. Получено 21 июн 2014.
  46. ^ Хальбвакс, Дж. Л. (1981). "Список предполагаемых угловых разносов спектроскопических двойных систем". Дополнение по астрономии и астрофизике. 44: 47. Bibcode:1981A & AS ... 44 ... 47H.
  47. ^ "Nu Serpentis - звезда в двойной системе". SIMBAD. Получено 20 июн 2014.
  48. ^ "Omicron Serpentis - переменная звезда типа дельта Sct". SIMBAD. Получено 20 июн 2014.
  49. ^ "Зета Серпентис - Звезда". SIMBAD. Получено 20 июн 2014.
  50. ^ «БД-12 4724 - Звезда по двойной системе». SIMBAD. Получено 20 июн 2014.
  51. ^ VSX (4 января 2010 г.). "Омикрон Серпентис". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 20 июн 2014.
  52. ^ Павленко, Е.П .; Бочков, В. В .; Васильяновская О. П. (1996). «9,6-летняя периодичность симбиотической новой RT Ser (1909) во время затухания вспышки с 1940 по 1994 год». Астрофизика. 39 (1): 15–19. Bibcode:1996Ап ..... 39 ... 15П. Дои:10.1007 / BF02044949.
  53. ^ VSX; Осборн, В. (1 апреля 2014 г.). "РТ Серпентис". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 28 мая 2014.
  54. ^ Тилли, Э. К. (1943). «Спектрографическое исследование тройной системы в 59 D Serpentis». Астрофизический журнал. 98: 347. Bibcode:1943ApJ .... 98..347T. Дои:10.1086/144577.
  55. ^ Абт, Х.А. (2009). «МК Классификации спектроскопических двойных систем». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 180 (1): 117–118. Bibcode:2009ApJS..180..117A. Дои:10.1088/0067-0049/180/1/117.
  56. ^ «HD 169986 - Звезда в двойной системе». SIMBAD. Получено 25 мая 2014.
  57. ^ VSX (4 января 2010 г.). "d Serpentis". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 25 мая 2014.
  58. ^ VSX (28 апреля 2010 г.). "FH Serpentis". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 23 июн 2014.
  59. ^ Hamaguchi, K .; Terada, H .; Bamba, A .; Кояма, К. (2000). «Большая рентгеновская вспышка от Herbig Be Star MWC 297». Астрофизический журнал. 532 (2): 1111. arXiv:Astro-ph / 9911120. Bibcode:2000ApJ ... 532.1111H. Дои:10.1086/308607.
  60. ^ Acke, B .; Verhoelst, T .; ван ден Анкер, М. Э .; Deroo, P .; Waelkens, C .; Chesneau, O .; Татулли, Э .; Бенисти, М .; Puga, E .; Waters, L. B. F. M .; Verhoeff, A .; де Котер, А. (2008). «MWC 297: молодая звезда с большой массой, вращающаяся с критической скоростью». Астрономия и астрофизика. 485: 209. arXiv:0804.1212. Bibcode:2008A и A ... 485..209A. Дои:10.1051/0004-6361:200809654.
  61. ^ Ripepi, V .; Bernabei, S .; Маркони, М .; Ruoppo, A .; Palla, F .; Монтейро, М. Дж. П. Ф. Г .; Marques, J. P .; Ferrara, P .; Marinoni, S .; Терранегра, Л. (2007). «Открытие пульсации δ Щита у звезды Ae Хербига VV Serpentis». Астрономия и астрофизика. 462 (3): 1023. arXiv:astro-ph / 0610194. Bibcode:2007 A&A ... 462.1023R. Дои:10.1051/0004-6361:20065728.
  62. ^ Алонсо-Альби, Т .; Fuente, A .; Бачиллер, Р .; Neri, R .; Planesas, P .; Тести, Л. (2008). "Пыльный диск вокруг В. В. Змеи". Астрофизический журнал. 680 (2): 1289–1294. arXiv:0802.4152. Bibcode:2008ApJ ... 680.1289A. Дои:10.1086/587935.
  63. ^ VSX; Отеро, С. А. (23 ноября 2011 г.). "ВВ Серпентис". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 28 мая 2014.
  64. ^ Ридпат, Ян, изд. (2012). "Звезда UX Orionis". Словарь астрономии (2-е изд.). Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. Дои:10.1093 / acref / 9780199609055.001.0001. ISBN 9780191739439. Получено 8 августа 2015.
  65. ^ VSX (4 января 2010 г.). "MV Serpentis". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 25 мая 2014.
  66. ^ López-García, Z .; Adelman, S.J .; Пинтадо, О. И. (2001). «Исследование элементарного состава CP-звезд». Астрономия и астрофизика. 367 (3): 859–864. Bibcode:2001A & A ... 367..859L. Дои:10.1051/0004-6361:20000438.
  67. ^ «HR 7008 - Звезда в скоплении». SIMBAD. Получено 14 декабря 2014.
  68. ^ Андриевский, С. М .; Горлова, Н. И .; Клочкова, В.Г .; Ковтюч, В. В .; Панчук, В. Е. (1999). «Богатый литием сверхгигант HD172365». Astronomische Nachrichten. 320 (1): 35–41. Bibcode:1999АН .... 320 ... 35А. Дои:10.1002 / 1521-3994 (199903) 320: 1 <35 :: aid-asna35> 3.0.co; 2-f.
  69. ^ Ibanolu, C .; Evren, S .; Taş, G .; Akırlı, Ö .; Бозкурт, З .; Афшар, М .; Sipahi, E .; Dal, H.A .; Özdarcan, O .; Çamurdan, D. Z .; Чамурдан, М .; Фраска, А. (2009). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения выбранных двойных систем типа Алгол - IV. V799 Cassiopeiae, BX Piscium и HD 172189». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 392 (2): 757. Bibcode:2009МНРАС.392..757И. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.14087.x.
  70. ^ Costa, J. E. S .; Michel, E .; Peña, J .; Creevey, O .; Li, Z. P .; Chevreton, M .; Бельмонте, Дж. А .; Альварес, М .; Fox Machado, L .; Parrao, L .; Pérez Hernéndez, F .; Fernández, A .; Fremy, J. R .; Pau, S .; Алонсо, Р. (2007). «Частоты пульсации затменной звезды δ Скути HD 172189. Результаты кампании STEPHI XIII». Астрономия и астрофизика. 468 (2): 637–642. arXiv:0706.4083. Bibcode:2007A & A ... 468..637C. Дои:10.1051/0004-6361:20065784.
  71. ^ Gutiérrez-Soto, J .; Fabregat, J .; Suso, J .; Suárez, J.C .; Моя, А .; Гарридо, Р .; Hubert, A. -M .; Floquet, M .; Neiner, C .; Фремат, Ю. (2007). "Многопериодические пульсации в Be-звездах NW Serpentis и V1446 Aquilae". Астрономия и астрофизика. 472 (2): 565–570. Bibcode:2007 A&A ... 472..565G. Дои:10.1051/0004-6361:20077414.
  72. ^ Де Беккер, М .; Rauw, G .; Blomme, R .; Pittard, J.M .; Stevens, I.R .; Рунакрес, М. К. (2005). «Наблюдение XMM-Newton множественной 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. Bibcode:2005A & A ... 437.1029D. Дои:10.1051/0004-6361:20052810.
  73. ^ Ибаноглу, Ц .; Cakirli, O .; Сипахи, Э. (2013). «MY Serpentis: массивная тройная система в ассоциации Ser OB2». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 436 (1): 750–758. arXiv:1308.4971. Bibcode:2013МНРАС.436..750И. Дои:10.1093 / mnras / stt1616.
  74. ^ VSX (4 января 2010 г.). "V411 Serpentis". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 25 мая 2014.
  75. ^ Conti, P. S .; Ebbets, D .; Massey, P .; Ниемела, В. С. (1980). «Спектроскопические исследования двойных O-типа. V - Of System HD 166734». Астрофизический журнал. 238: 184. Bibcode:1980ApJ ... 238..184C. Дои:10.1086/157971.
  76. ^ Hubrig, S .; Carroll, T. A .; Gonzalez, J. F .; Scholler, M .; Ильин, И .; Saffe, C .; Castelli, F .; Leone, F .; Джарруссо, М. (2014). "Магнитное поле в HD 161701, единственной двойной системе, которая, как было установлено, состоит из Hg Mn первичный и вторичный Ap ». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма. 440: L6. Bibcode:2014МНРАС.440Л ... 6Н. Дои:10.1093 / mnrasl / slu012.
  77. ^ Weiland, J. L .; Shore, S. N .; Бивер, Э. А .; Lyons, R.W .; Розенблатт, Э. И. (1995). "Наблюдения с помощью спектрографа высокого разрешения Годдарда взаимодействующей двоичной системы W Serpentis". Астрофизический журнал. 447: 401. Bibcode:1995ApJ ... 447..401Вт. Дои:10.1086/175883.
  78. ^ Mennickent, R.E .; Колачковский, З. (2009). «Взаимодействие двоичных звездных сред и соединение W Ser - DPV - Algol». Интерферометрический взгляд на горячие звезды. 38: 23–26. arXiv:0904.1539. Bibcode:2010RMxAC..38 ... 23M.
  79. ^ Каппа, К. Э. (2002). "Радиоконтинуум VLA и наблюдения кольцевых туманностей вокруг WR 101 и WR 113 с помощью IRAS". Астрономический журнал. 123 (6): 3348–3355. Bibcode:2002AJ .... 123.3348C. Дои:10.1086/340725.
  80. ^ Давид-Ураз, Александр (2012). "Использование MOST для раскрытия секретов озорной двоичной CV Ser" Вольфа-Райе. Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 426 (3): 1720–1730. arXiv:1207.6032. Bibcode:2012МНРАС.426.1720Д. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.21736.x.
  81. ^ Линь, Дачэн (2012). «Спектральная эволюция вдоль Z-трека двойной рентгеновской системы GX 17 + 2 яркой нейтронной звезды». Астрофизический журнал. 756 (1): 34. arXiv:1207.1107. Bibcode:2012ApJ ... 756 ... 34L. Дои:10.1088 / 0004-637X / 756/1/34.
  82. ^ Борнак, Джиллиан (2009). «Возможный период для ярких эпизодов K-Band GX 17 + 2». Астрофизический журнал. 701 (2): L110 – L113. arXiv:0907.4348. Bibcode:2009ApJ ... 701L.110B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 701/2 / L110.
  83. ^ Корнелисс Р. (2002). «Четырехчасовая очередь из Змеи X-1». Астрономия и астрофизика. 382 (1): 174–177. arXiv:astro-ph / 0111263. Bibcode:2002A & A ... 382..174C. Дои:10.1051/0004-6361:20011591.
  84. ^ Frommert, H .; Кронберг, К. (21 августа 2007 г.). «Мессье 5». САСЫ. Получено 16 декабря 2014.
  85. ^ Paust, N. E. Q .; Reid, I. N .; Piotto, G .; Aparicio, A .; Андерсон, Дж .; Сарадждини, А .; Бедин, Л. Р .; Chaboyer, B .; Доттер, А .; и другие. (2010). "Обзор шаровых скоплений галактик с помощью ACS. Viii. Влияние окружающей среды на глобальные функции масс шаровых скоплений". Астрономический журнал. 139 (2): 476. Bibcode:2010AJ .... 139..476P. Дои:10.1088/0004-6256/139/2/476. HDL:2152/34371.
  86. ^ Szeidl, B .; Hurta, Zs .; Jurcsik, J .; Clement, C .; Ловас, М. (2011). «Длительный фотометрический мониторинг переменных Мессье 5 - I. Периодические изменения звезд типа RR Лиры». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 411 (3): 1744–1762. arXiv:1010.1115. Bibcode:2011МНРАС.411.1744С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17815.x.
  87. ^ Харрис, Уильям Э. (1996). «Каталог параметров шаровых скоплений в Млечном Пути». Астрономический журнал. 112: 1487. Bibcode:1996AJ .... 112.1487H. Дои:10.1086/118116.
  88. ^ Freire, P. C. C .; Wolszczan, A .; van den Berg, M .; Хессельс, Дж. У. Т. (2008). «Массивная нейтронная звезда в шаровом скоплении M5». Астрофизический журнал. 679 (2): 1433–1442. arXiv:0712.3826. Bibcode:2008ApJ ... 679.1433F. Дои:10.1086/587832.
  89. ^ Viaux, N .; Catelan, M .; Стетсон, П. Б .; Raffelt, G.G .; Redondo, J .; Valcarce, A. A. R .; Вайс, А. (2013). «Ограничения физики элементарных частиц от шарового скопления M5: дипольные моменты нейтрино». Астрономия и астрофизика. 558: A12. arXiv:1308.4627. Bibcode:2013A & A ... 558A..12V. Дои:10.1051/0004-6361/201322004.
  90. ^ Ibata, R .; Гибсон, Б. (2007). «Призраки прошлых галактик». Scientific American. 296 (4): 40–5. Bibcode:2007SciAm.296d..40I. Дои:10.1038 / scientificamerican0407-40. PMID 17479629.
  91. ^ Clark, F. O .; Джонсон, Д. Р. (1981). «Система межзвездных облаков L134-L183-L1778». Астрофизический журнал, часть 1. 247: 104–111. Bibcode:1981ApJ ... 247..104C. Дои:10.1086/159014.
  92. ^ Cernis, K .; Страйзис, В. (1992). "На расстоянии высокой широты темного облака LYNDS 134 в Змеи". Балтийская астрономия. 1 (2): 163. Bibcode:1992 Балта ... 1..163С. Дои:10.1515 / astro-1992-0204.
  93. ^ Lehtinen, K .; Mattila, K .; Lemke, D .; Juvela, M .; Prusti, T .; Лаурейс, Р. (2003). "Faar инфракрасные наблюдения до протозвездных источников в Lynds 183". Астрономия и астрофизика. 398 (2): 571–581. arXiv:Astro-ph / 0209617. Bibcode:2003A & A ... 398..571L. Дои:10.1051/0004-6361:20021411. ISSN 0004-6361.
  94. ^ Pagani, L .; Bacmann, A .; Motte, F .; Cambrésy, L .; Fich, M .; Lagache, G .; Miville-Deschênes, M.-A .; Pardo, J.-R .; Аппони, А. Дж. (2004). "Возвращение к L183 (L134N)". Астрономия и астрофизика. 417 (2): 605–613. Bibcode:2004A & A ... 417..605P. Дои:10.1051/0004-6361:20034087. ISSN 0004-6361.
  95. ^ Кирк, Джейсон М .; Костер, Ричард М .; Уорд-Томпсон, Дерек (2009). "Наблюдения за картированием L183 BIMA N2H + 1-0: фрагментация и раскручивание в коллапсирующем, намагниченном, вращающемся предзвездном ядре". Астрофизический журнал. 701 (2): 1044–1052. arXiv:0906.3632. Bibcode:2009ApJ ... 701.1044K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 701/2/1044. ISSN 0004-637X.
  96. ^ Juvela, M .; Mattila, K .; Lehtinen, K .; Lemke, D .; Laureijs, R .; Прусти, Т. (2002). "Наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне и молекулярных линий Lynds 183 - Исследования холодного газа и пыли". Астрономия и астрофизика. 382 (2): 583–599. arXiv:Astro-ph / 0111216. Bibcode:2002A & A ... 382..583J. Дои:10.1051/0004-6361:20011539. ISSN 0004-6361.
  97. ^ «Результаты NED для объекта NGC 5962». Внегалактическая база данных NASA / IPAC. Получено 3 июн 2015.
  98. ^ Хиль Де Пас, Армандо; Буасье, Самуэль; Мадор, Барри Ф .; Зайберт, Марк; Джо, Янг Х .; Боселли, Алессандро; Уайдер, Тед К .; Тилкер, Дэвид; Бьянки, Лучиана; и другие. (2007). "Ультрафиолетовый атлас ближайших галактик GALEX". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 173 (2): 185–255. arXiv:Astro-ph / 0606440. Bibcode:2007ApJS..173..185G. Дои:10.1086/516636.
  99. ^ «Результаты NED для объекта NGC 5921». Внегалактическая база данных NASA / IPAC. Получено 3 июн 2015.
  100. ^ Гал-Ям, А .; Shemmer, O .; Данн, Дж. (2001). «Сверхновая 2001X в NGC 5921». Циркуляр МАС. 7602: 2. Bibcode:2001IAUC.7602 .... 2 г.
  101. ^ Hernández-Toledo, H.M .; Zendejas-Domínguez, J .; Авила-Риз, В. (2007). "BVRIS-поверхностная фотометрия изолированных спиральных галактик". Астрономический журнал. 134 (6): 2286–2307. arXiv:0705.2041. Bibcode:2007AJ .... 134.2286H. Дои:10.1086/521358.
  102. ^ Stockdale, C.J .; Heim, M. S .; Vandrevala, C.M .; Bauer, F.E .; van Dyk, S.D .; Weiler, K. W .; Pooley, D .; Immler, S .; Двааркадас В. (2009). «Сверхновые 1996aq и 2004dk». Центральное бюро электронных телеграмм. 1714: 1. Bibcode:2009CBET.1714 .... 1S.
  103. ^ а б c d Уилкинс, Джейми; Данн, Роберт (2006). 300 астрономических объектов: визуальная ссылка на Вселенную (1-е изд.). Буффало, Нью-Йорк: Книги Светлячка. ISBN 978-1-55407-175-3.
  104. ^ Gonzalez Delgado, Rosa M .; Перес, Энрике (август 1996). "Околоядерная область в галактике Сейферта 2 NGC 5953". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 281 (3): 781–798. Bibcode:1996МНРАС.281..781Г. Дои:10.1093 / минрас / 281.3.781.
  105. ^ Rawlings, S .; Saunders, R; Miller, P .; Jones, M.E .; Илс, С. А. (1990). «Новая идентификация гигантского радиоисточника 3C326». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 246 (3): 21. Bibcode:1990МНРАС.246П..21Р.
  106. ^ Guillard, P .; Boulanger, F .; Lehnert, M.D .; Pineau de Forêts, G .; Гребни, F .; Falgarone, E .; Бернар-Салас, Дж. (2015). «Исключительная турбулентность, вызванная AGN, препятствует звездообразованию в радиогалактике 3C 326N». Астрономия и астрофизика. 574: 15. arXiv:1410.6155. Bibcode:2015A & A ... 574A..32G. Дои:10.1051/0004-6361/201423612.
  107. ^ Канов, Калин Н .; Саразин, Крейг Л .; Хикс, Амалия К. (2006). "Чандра Наблюдение взаимодействия радиоисточника и охлаждающего ядра в Abell 2063 ». Астрофизический журнал. 653 (1): 184–192. arXiv:Astro-ph / 0609037. Bibcode:2006ApJ ... 653..184K. Дои:10.1086/508862.
  108. ^ Krempec-Krygier, J .; Крыжер, Б. (1999). «Взаимодействие скопления Абелла 2063 и группы галактик MKW3s». Acta Astronomica. 49: 403. Bibcode:1999AcA .... 49..403K.
  109. ^ Giacintucci, S .; Mazzotta, P .; Brunetti, G .; Вентури, Т .; Барделли, С. (2006). «Свидетельство газового отопления центральным АГН в MKW 3s». Astronomische Nachrichten. 327 (5–6): 573–574. Bibcode:2006AN .... 327..573G. Дои:10.1002 / asna.200610594.
  110. ^ О'Салливан, Юэн; Джачинтуччи, Симона; Дэвид, Лоуренс П .; Вртилек, Ян М .; Райчаудхури, Сомак (2011). «Глубокое наблюдение Чандры бедного скопления AWM 4 - II. Роль радиоджетов в обогащении внутрикластерной среды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 411 (3): 1833–1842. arXiv:1010.0610. Bibcode:2011МНРАС.411.1833О. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17812.x.
  111. ^ Вентури, Т .; Dallacasa, D .; Стефанаки, Ф. (2004). «Радиогалактики в остывающих скоплениях ядра. Возобновление активности в ядре 3C 317?». Астрономия и астрофизика. 422 (2): 515–522. arXiv:astro-ph / 0404571. Bibcode:2004 А и А ... 422..515 В. Дои:10.1051/0004-6361:20040089.
  112. ^ Ли, Мён Гён; 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. Bibcode:2002IAUS..207..330L.
  113. ^ Shaver, P. A .; Робертсон, Дж. Г. (1985). "Близкая пара QSO Q1548 + 114A, B". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 212: 15P – 20P. Bibcode:1985МНРАС.212П..15С. Дои:10.1093 / mnras / 212.1.15p.
  114. ^ Claeskens, J.-F .; Ли, Д.-У .; Реми, М .; Sluse, D .; Сурдей, Дж. (2000). «Ограничения массы QSO из исследований гравитационного линзирования пар квазаров. Случаи Q1548 + 114 A & B и Q1148 + 0055 A & B». Астрономия и астрофизика. 356: 840. Bibcode:2000А и А ... 356..840С.
  115. ^ Evans, Daniel A .; Фонг, Вен-Фай; Хардкасл, Мартин Дж .; Крафт, Ральф П .; Ли, Джулия С .; Worrall, Diana M .; Биркиншоу, Марк; Croston, Judith H .; Muxlow, Том В. Б. (2008). «Радио через рентгеновское исследование взаимодействия струи / спутника и галактики в 3C 321». Астрофизический журнал. 675 (2): 1057–1066. arXiv:0712.2669. Bibcode:2008ApJ ... 675.1057E. Дои:10.1086/527410.
  116. ^ Fèvre, O. Le; Hammer, F .; Nottale, L .; Матез, Г. (25 марта 1987 г.). «Является ли 3C324 первой гигантской галактикой с гравитационной линзой?». Природа. 326 (6110): 268–269. Bibcode:1987Натура.326..268L. Дои:10.1038 / 326268a0.
  117. ^ Ямада, Тору; Кадзисава, Масару; Танака, Ичи; Майхара, Тошинори; Ивамуро, Фумихидэ; Терада, Хироши; Гото, Мива; Мотохара, Кентаро; Танабэ, Хирохиса (2000). "Получение изображений мощной радиогалактики 3C 324 в ближнем инфракрасном диапазоне с высоким разрешением на z = 1,21 с помощью телескопа Subaru". Публикации Астрономического общества Японии. 52 (1): 43–51. arXiv:Astro-ph / 0002390. Bibcode:2000PASJ ... 52 ... 43Y. Дои:10.1093 / pasj / 52.1.43. ISSN 0004-6264.
  118. ^ Treves, A .; Falomo, R .; Усленги, М. (2007). «На дистанции PG 1553 + 11». Астрономия и астрофизика. 473 (3): L17 – L19. arXiv:0709.1271. Bibcode:2007 A&A ... 473L..17T. Дои:10.1051/0004-6361:20078290. ISSN 0004-6361.
  119. ^ Abdo, A. A .; Ackermann, M .; Ajello, M .; Этвуд, В. Б.; Axelsson, M .; Baldini, L .; Балет, Дж .; Barbiellini, G .; Bastieri, D .; и другие. (2010). "Наблюдения Ферми очень жесткого гамма-блазара PG 1553 + 113". Астрофизический журнал. 708 (2): 1310–1320. arXiv:0911.4252. Bibcode:2010ApJ ... 708.1310A. Дои:10.1088 / 0004-637X / 708/2/1310. ISSN 0004-637X.
  120. ^ Абрамовский, А .; Aharonian, F .; Бенхали, Ф. Айт; Ахперджанян, А.Г .; Angüner, E. O .; Бэкес, М .; Balenderan, S .; Balzer, A .; Barnacka, A .; и другие. (2015). «Вспышка PG 1553 + 113 в 2012 году, наблюдаемая с помощью H.E.S.S. и Fermi-LAT». Астрофизический журнал. 802 (1): 65. arXiv:1501.05087. Bibcode:2015ApJ ... 802 ... 65A. Дои:10.1088 / 0004-637X / 802/1/65. ISSN 1538-4357.
  121. ^ Горосабель, Дж .; Кастро-Тирадо, А. Дж .; Wolf, C .; Heidt, J .; Зейтц, Т .; Thommes, E .; Bartolini, C .; Guarnieri, A .; Masetti, N .; и другие. (1998). «Оптическое исследование поля GRB 970111, начавшееся через 19 часов после гамма-всплеска». Астрономия и астрофизика. 339: 719. arXiv:Astro-ph / 9809034. Bibcode:1998A&A ... 339..719G.
  122. ^ Feroci, M .; Антонелли, Л. А .; Guainazzi, M .; Muller, J.M .; Costa, E .; Piro, L .; In 't Zand, J. J. M .; Frontera, F .; Dal Fiume, D .; и другие. (1998). «Последующий поиск BeppoSAX рентгеновского послесвечения GRB970111». Астрономия и астрофизика. 332: L29. arXiv:Astro-ph / 9803015. Bibcode:1998A & A ... 332L..29F.
  123. ^ Thöne, C.C .; Канн, Д. А .; Jóhannesson, G .; Selj, J. H .; Jaunsen, A. O .; Fynbo, J. P. U .; Akerlof, C.W .; Балиян, К. С .; Bartolini, C .; и другие. (2010). "Фотометрия и спектроскопия GRB 060526: подробное исследование послесвечения и родительской галактики гамма-всплеска az = 3.2". Астрономия и астрофизика. 523: A70. arXiv:0806.1182. Bibcode:2010A & A ... 523A..70T. Дои:10.1051/0004-6361/200810340.
  124. ^ Леви, Дэвид Х. (2005). Объекты Deep Sky. Книги Прометея. стр.112–113. ISBN 1-59102-361-0.
  125. ^ а б Форбс, Д. (2000). Дымоход "The Serpens OB2 Association и ее тепловой""". Астрономический журнал. 120 (5): 2594–2608. Bibcode:2000AJ .... 120.2594F. Дои:10.1086/316822.
  126. ^ Barbon, R .; Carraro, G .; Munari, U .; Цвиттер, Т .; Томаселла, Л. (2000). «Спектроскопия и фотометрия BVIC молодого рассеянного скопления NGC 6604». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 144 (3): 451. arXiv:astro-ph / 0004012. Bibcode:2000A и AS..144..451B. Дои:10.1051 / aas: 2000193.
  127. ^ Рейпурт, Б. (2008). «Молодое скопление NGC 6604 и ассоциация Serpens OB2». Справочник по регионам звездообразования, том II: Публикации монографии ASP «Южное небо». 5: 590. Bibcode:2008hsf2.book..590R.
  128. ^ Herzog, A.D .; Sanders, W. L .; Сеггьюисс, В. (1975). «Принадлежность и фотометрия открытого скопления IC 4756». Астрономия и астрофизика. 19: 211–234. Bibcode:1975A & AS ... 19..211H.
  129. ^ Алькаино, Г. (1965). «Фотоэлектрическое исследование скоплений галактик IC 4665 и IC 4756». Бюллетень / Обсерватория Лоуэлла. 6 (7): 167–172. Bibcode:1965LowOB ... 6..167A.
  130. ^ Phelps, R.L .; Джейнс, К. А .; Монтгомери, К. А. (1994). «Развитие диска Галактики: поиск старейших рассеянных скоплений». Астрономический журнал. 107: 1079. Bibcode:1994AJ .... 107.1079P. Дои:10.1086/116920.
  131. ^ Теста, Винченцо; Корси, Карло Э .; Андреуцци, Глория; Янникола, Джачинто; Маркони, Джанни; Пирсимони, Анна Марина; Буонанно, Роберто (2001). "Морфология горизонтальных ветвей и плотные среды: наблюдения космическим телескопом Хаббла шаровых скоплений NGC 2298, 5897, 6535 и 6626". Астрономический журнал. 121 (2): 916–934. Bibcode:2001AJ .... 121..916T. Дои:10.1086/318752.
  132. ^ Сараджедини, Ата (1994). «ПЗС-фотометрия галактического шарового скопления NGC 6535 в полосах пропускания B и V». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 106: 404. Bibcode:1994PASP..106..404S. Дои:10.1086/133392.
  133. ^ Tuthill, P.G .; Ллойд, Дж. П. (2007). "Симметричная биполярная туманность вокруг MWC 922". Наука. 316 (5822): 247. Bibcode:2007Наука ... 316..247Т. Дои:10.1126 / science.1135950. PMID 17431173.
  134. ^ Plummer, A .; Отеро, С. А. (27 марта 2013 г.). «MWC 922». Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 11 мая 2014.
  135. ^ Отеро, С. А .; Watson, C .; Уилс, П. «Переменные обозначения типа звезды в VSX». Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 11 мая 2014.
  136. ^ Jones, D .; Lloyd, M .; Сантандер-Гарсия, М .; López, J. A .; Meaburn, J .; Mitchell, D. L .; О'Брайен, Т. Дж .; Pollacco, D .; Rubio-Díez, M. M .; и другие. (2010). "Abell 41: формирование планетарной туманности двойной центральной звездой". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 408 (4): 2312. arXiv:1006.5873. Bibcode:2010МНРАС.408.2312J. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17277.x.
  137. ^ Tafalla, M .; Myers, P.C .; Mardones, D .; Бачиллер, Р. (2000). «L483: протозвезда, переходящая из класса 0 в класс I». Астрономия и астрофизика. 359: 967. arXiv:astro-ph / 0005525. Bibcode:2000A и A ... 359..967T.
  138. ^ Коннелли, М. С .; Hodapp, K. W .; Фуллер, Г. А. (2009). "Инфракрасная туманность с фотометрическими и морфологическими переменными в L483". Астрономический журнал. 137 (3): 3494. arXiv:0811.1232. Bibcode:2009AJ .... 137.3494C. Дои:10.1088/0004-6256/137/3/3494.
  139. ^ Oliveira, I .; Merín, B .; Pontoppidan, K. M .; ван Дишек, Э. Ф. (2013). «Физическая структура протопланетных дисков: скопление Змеи по сравнению с другими областями». Астрофизический журнал. 762 (2): 128. arXiv:1212.3340. Bibcode:2013ApJ ... 762..128O. Дои:10.1088 / 0004-637X / 762/2/128.
  140. ^ Дзиб, С .; Loinard, L .; Mioduszewski, A. J .; Боден, А. Ф .; Родригес, Л. Ф .; Торрес, Р. М. (2010). "VLBA-определение расстояния до ближайших областей звездообразования. IV. Предварительное расстояние до Прото-Хербига Ae. Быть Звезда EC 95 в Ядре Змеи ». Астрофизический журнал. 718 (2): 610. arXiv:1003.5900. Bibcode:2010ApJ ... 718..610D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 718/2/610.
  141. ^ Dionatos, O .; Jørgensen, J. K .; Teixeira, P. S .; Güdel, M .; Бергин, Э. (2014). «Атомная струя из SMM1 (FIRS1) в Змеи обнаруживает прототипного спутника». Астрономия и астрофизика. 563: A28. arXiv:1401.3249. Bibcode:2014A&A ... 563A..28D. Дои:10.1051/0004-6361/201322799.
  142. ^ Ciardi, D. R .; Telesco, C.M .; Packham, C .; Gomez Martin, C .; Radomski, J. T .; De Buizer, J.M .; Phillips, C.J .; Харкер, Д. Э. (2005). "Излучение кристаллического силиката в протозвездном двойном змее SVS 20". Астрофизический журнал. 629 (2): 897. arXiv:Astro-ph / 0504665. Bibcode:2005ApJ ... 629..897C. Дои:10.1086/431548.
  143. ^ Gutermuth, R.A .; Bourke, T. L .; Allen, L.E .; Myers, P.C .; Megeath, S.T .; Matthews, B.C .; Jørgensen, J. K .; Di Francesco, J .; Ward-Thompson, D .; и другие. (2008). "The Spitzer Гулд Обзор поясов больших ближайших межзвездных облаков: открытие плотного скопления в разломе Змеи-Аквила ». Астрофизический журнал. 673 (2): L151. arXiv:0712.3303. Bibcode:2008ApJ ... 673L.151G. Дои:10.1086/528710.
  144. ^ Накамура, Ф .; Sugitani, K .; Shimajiri, Y .; Tsukagoshi, T .; Higuchi, A .; Nishiyama, S .; Kawabe, R .; Takami, M .; Karr, J. L .; и другие. (2011). "Молекулярные оттоки с юга протокластера". Астрофизический журнал. 737 (2): 56. arXiv:1105.4481. Bibcode:2011ApJ ... 737 ... 56N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 737/2/56.
  145. ^ Зейлик II, М .; Лада, Си-Джей (1978). «Наблюдения W40 и W48 в ближнем инфракрасном диапазоне и СО». Астрофизический журнал, часть 1. 222: 896–901. Bibcode:1978ApJ ... 222..896Z. Дои:10.1086/156207.
  146. ^ а б Shuping, R. Y .; Vacca, W. D .; Кассис, М .; Ю., К. С. (2012). «Спектральная классификация ярчайших объектов в области галактического звездообразования W40». Астрономический журнал. 144 (4): 12. arXiv:1208.4648. Bibcode:2012AJ .... 144..116S. Дои:10.1088/0004-6256/144/4/116.
  147. ^ Родни, С. А .; Рейпурт, Б. (2008). «Облачный комплекс W40». Справочник по регионам звездообразования, том II: Публикации монографии ASP «Южное небо». 5: 683. Bibcode:2008hsf2.book..683R.
  148. ^ Kuhn, M. A .; Гетман, К. В .; Feigelson, E.D .; Reipurth, B .; Родни, С. А .; Гармир, Г. П. (2010). "Наблюдение Чандрой скрытого звездообразующего комплекса W40". Астрофизический журнал. 275 (2): 2485–2506. arXiv:1010.5434. Bibcode:2010ApJ ... 725.2485K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 725/2/2485.
  149. ^ а б Юн, М. С .; Редди, Н. А .; Scoville, N. Z .; Frayer, D.T .; Робсон, Э. И .; Тиланус, Р. П. Дж. (2004). «Многоволновые наблюдения богатой газом галактики-хозяина PDS 456: новый вызов для сценария перехода от ULIRG к QSO». Астрофизический журнал. 601 (2): 723. arXiv:Astro-ph / 0310340. Bibcode:2004ApJ ... 601..723Y. Дои:10.1086/380559.
  150. ^ Ривз, Дж. Н .; Wynn, G .; О'Брайен, П. Т .; Паундс, К. А. (2002). «Экстремальная рентгеновская переменность светящегося квазара PDS 456». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 336 (3): L56. arXiv:Astro-ph / 0209120. Bibcode:2002МНРАС.336Л..56Р. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2002.06038.x.
  151. ^ Foschini, L .; Pian, E .; Maraschi, L .; Raiteri, C.M .; Tavecchio, F .; Ghisellini, G .; Тости, G .; Malaguti, G .; Ди Кокко, Г. (2006). «Короткая жесткая рентгеновская вспышка от блазара НРАО 530, наблюдаемая ИНТЕГРАЛом». Астрономия и астрофизика. 450 (1): 77–81. arXiv:Astro-ph / 0601101. Bibcode:2006 A&A ... 450 ... 77F. Дои:10.1051/0004-6361:20064804.
  152. ^ Lu, J.C .; Wang, J. Y .; An, T .; Lin, J.M .; Цю, Х. Б. (2012). «Периодическая радиопеременность в НРАО 530: анализ минимизации фазовой дисперсии». Исследования в области астрономии и астрофизики. 12 (6): 643. arXiv:1202.3873. Bibcode:2012РАА .... 12..643л. Дои:10.1088/1674-4527/12/6/004.
  153. ^ Дженнискенс, Питер (сентябрь 2012 г.). «Картографирование орбит метеороидов: обнаружены новые метеорные потоки». Небо и телескоп: 24.

внешняя ссылка

Координаты: Карта неба 15час 45м 00s, +10° 00′ 00″