WikiDer > Волк 359

Wolf 359
Эта статья про звезду. Чтобы узнать о вымышленной битве в «Звездном пути», см. Битва при Волке 359. Для эпизода The Outer Limits см. Волк 359 (Внешние границы). Для подкаста см. Wolf 359 (подкаст).

Координаты: Карта неба 10час 56м 28.99s, +07° 00′ 52″

Волк 359
Созвездие Льва map.svg
Wolf 359 показан возле эклиптики в южной области Лео (внизу в середине)
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеЛео
Прямое восхождение10час 56м 28.99s[1]
Склонение+07° 00′ 52.0″[1]
Видимая величина (V)13.54[1]
Характеристики
Спектральный типM6.5 Ve[1]
Видимая величина (J)7.1[1]
U − B индекс цвета+1.165[2]
B − V индекс цвета+2.034[2]
Тип переменнойУФ Кита[3]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+19 ± 1[4] км / с
Правильное движение (μ) РА: –3842[1] мас/год
Декабрь: –2725[1] мас/год
Параллакс (π)415.16 ± 1.62[5] мас
Расстояние7.86 ± 0.03 лы
(2.409 ± 0.009 ПК)
Абсолютная величина (MV)16.65[6]
Подробности
Масса0.09[7] M☉
Радиус0.16[8] р☉
Яркость (болометрический)0.0014 L☉
Яркость (визуально, LV)0.00002 L☉
Жилая зона внутренний предел0.024[9] Австралия
Жилая зона внешний предел0.052[9] Австралия
Поверхностная гравитация (бревнограмм)5.5[10] cgs
Температура2,800 ± 100[11] K
Металличность [Fe / H]+0.18 ± 0.17[12] dex
Скорость вращения (v грехя)< 3.0[4] км / с
Возраст100–350[11] Myr
Прочие обозначения
CN Леонис, CN Лео, ГДж 406, грамм 045-020, LTT 12923, LFT 750, LHS 36,[1] GCTP 2553.
Ссылки на базы данных
SIMBADданные
Wolf 359 - это звезда оранжевого цвета, расположенная чуть выше центра фотографии 2009 года. астрофотограф.

Волк 359 это красный карлик звезда находится в созвездии Лео, недалеко от эклиптика. На расстоянии примерно 7,9 световых лет из земной шар, он имеет кажущаяся величина 13,54 и виден только при большом телескоп. Wolf 359 - один из ближайшие звезды к солнце; только Альфа Центавра система (включая Проксима Центавра), Звезда Барнарда и коричневые карлики Лухман 16 и WISE 0855−0714 как известно, ближе. Его близость к Земле привела к его упоминанию в нескольких художественные произведения.

Wolf 359 - одна из самых слабых звезд с самой низкой массой. На светоизлучающем слое, называемом фотосфера, он имеет температуру около 2800K, что достаточно мало для химические соединения сформироваться и выжить. В линии поглощения таких соединений, как вода и оксид титана (II) наблюдались в спектр.[13] Поверхность имеет магнитное поле что сильнее среднего магнитного поля на солнце. В результате магнитной активности, вызванной конвекция, Wolf 359 - это Вспышка звезды которые могут внезапно увеличиваться в яркости в течение нескольких минут. Эти вспышки испускают сильные вспышки рентгеновский снимок и гамма-луч излучения, которые наблюдались космические телескопы. Вольф 359 - относительно молодая звезда с возрастом менее миллиарда лет. Подозреваются два спутника планеты, но пока нет диски мусора были разоблачены.[14]

История наблюдений и название

Wolf 359 впервые привлек внимание астрономов из-за относительно высокой скорости поперечный движение на заднем фоне, известное как собственное движение. Высокая скорость собственного движения может указывать на то, что звезда расположена поблизости, поскольку более далекие звезды должны двигаться с более высокими скоростями, чтобы достичь такой же скорости углового перемещения через небесная сфера. Собственное движение Wolf 359 было впервые измерено в 1917 г. астроном Макс Вольф, с помощью астрофотография. В 1919 году он опубликовал каталог из более тысячи звезд с высокими правильные движения, в том числе и этот, которые до сих пор называются его именем.[15] Он указал эту звезду как запись под номером 359, и с тех пор звезда упоминается как Вольф 359 в соответствии с каталогом Макса Вольфа.[16]

Первый параллакс об измерении Wolf 359 сообщили в 1928 г. Обсерватория Маунт Вильсон, что дает годовой сдвиг положения звезды на 0.407 ± 0.009 угловые секунды. По этому изменению положения и известному размеру орбиты Земли можно было оценить расстояние до звезды. Это была самая слабая и самая слабая звезда, известная до открытия VB 10 в 1944 г.[17][18] В инфракрасный звездная величина была измерена в 1957 году.[19] В 1969 г. наблюдалась кратковременная вспышка светимости Wolf 359, связанная с классом переменные звезды известный как вспыхивающие звезды.[20]

Характеристики

Wolf 359 имеет звездная классификация М6,5,[21] хотя в различных источниках указан спектральный класс M5.5,[22] M6[7] или M8.[23] Наиболее Звезды М-типа находятся красные карлики: они называются красными, потому что излучение энергии звезды достигает максимума в красной и инфракрасной частях спектра.[24] Wolf 359 имеет очень низкую светимость, излучающую около 0,1% Энергия солнца.[11][25] Если бы его переместили к Солнцу, он выглядел бы в десять раз ярче, чем полнолуние.[26]

По оценкам, 9% Масса Солнца, Wolf 359 чуть выше нижнего предела, при котором звезда может работать водородный синтез сквозь протон-протонная цепная реакция: 8% массы Солнца.[27] (Подзвездные объекты ниже этого предела известны как коричневые карлики.) Радиус Wolf 359 составляет примерно 16% от Радиус Солнца, или около 110 000 км.[28] Для сравнения экваториальный радиус планеты Юпитер составляет 71 492 км, что на 65% больше, чем у Wolf 359.[29]

Вся звезда переживает конвекция, в результате чего энергия, генерируемая в ядре, переносится к поверхности посредством конвективный движение плазма, а не путем передачи через радиация. Эта циркуляция перераспределяет любое скопление гелия, которое образуется звездный нуклеосинтез в основе всей звезды.[30] Этот процесс позволит звезде остаться на главная последовательность как водород сплавляющаяся звезда пропорционально длиннее звезды, такой как Солнце, где гелий постоянно накапливается в ядре. В сочетании с более низким уровнем потребления водорода из-за его малой массы конвекция позволит Вольфу 359 оставаться звездой главной последовательности в течение примерно восьми триллионов лет.[31]

Поиск этой звезды Космический телескоп Хаббла не обнаружил звездных спутников, но с тех пор были обнаружены две планеты-кандидаты.[32] Нет избыточное инфракрасное излучение обнаружен, что может указывать на отсутствие диск мусора на орбите вокруг него.[33][34] Радиальная скорость измерения этой звезды с помощью прибора Near Infrared Spectrometer (NIRSPEC) на Кек II обсерватория не обнаружила каких-либо изменений, которые могли бы указывать на присутствие спутника на орбите. Этот прибор достаточно чувствителен, чтобы обнаружить гравитационные возмущения массивных короткопериодических спутников массой Нептун или выше.[35]

Внешняя атмосфера

Внешний светоизлучающий слой звезды известен как фотосфера. Температурные оценки фотосферы Wolf 359 варьируются от 2500 K до 2900 K,[36] что достаточно круто для равновесная химия происходить. Результирующий химические соединения выживают достаточно долго, чтобы их спектральные линии.[37] Многочисленные молекулярный полосы появляются в спектре Wolf 359, в том числе монооксид углерода (CO),[38] гидрид железа (FeH), хром гидрид (CrH), вода (H2O),[13] магний гидрид (MgH), оксид ванадия (II) (В.О.),[11] оксид титана (II) (TiO) и, возможно, молекула CaOH.[39] Поскольку нет строк литий в спектре этот элемент, должно быть, уже был поглощен синтезом в ядре. Это означает, что звезде должно быть не менее 100 миллионов лет.[11]

За пределами фотосферы лежит туманная высокотемпературная область, известная как звездная корона. В 2001 году Вольф 359 стал первой звездой помимо Солнца, спектр своей короны которой наблюдался с помощью наземного телескопа. Спектр показал эмиссионные линии Fe XIII, который сильно ионизированный железо, лишенное двенадцати электронов.[40] Сила этой линии может меняться в течение нескольких часов, что может свидетельствовать о том, что микрофлора обогрев.[11]

Wolf 359 классифицируется как УФ Кита-тип Вспышка звезды,[3] это звезда, которая претерпевает кратковременное усиление яркости из-за магнитной активности в фотосфере. это переменная звездочка является CN Леонис. Wolf 359 имеет относительно высокую частоту вспышек. Наблюдения на космическом телескопе Хаббла зафиксировали 32 вспышки за двухчасовой период с энергией 1027 эрг (1020 джоули) и выше.[23] Среднее магнитное поле на поверхности Wolf 359 имеет напряженность около 2,2кг (0.22 теслас), но это значительно варьируется в масштабах всего лишь шесть часов.[22] Для сравнения, магнитное поле Солнца в среднем составляет 1 гаусс (100 мкТл), хотя в активном состоянии она может достигать 3 кГс (0,3 Тл). солнечное пятно регионы.[41] Во время вспышки наблюдалось, что Wolf 359 излучает Рентгеновские лучи и гамма излучение.[42][43]

Движение

Расстояния ближайшие звезды от 20 000 лет назад до 80 000 лет в будущем. Волк 359 не показан, но в настоящее время он имеет расстояние 7,9 раза и увеличивается, с минимумом 7,3 раза на отметке -13,850 лет.

Вращение звезды вызывает Доплеровский сдвиг к спектру. В среднем это приводит к расширению линии поглощения в его спектре, причем ширина линий увеличивается с увеличением скорости вращения. Однако с помощью этого средства можно измерить только вращательное движение в направлении наблюдателя, поэтому полученные данные обеспечивают нижний предел вращения звезды. Это прогнозируемое скорость вращения экватора Wolf 359 составляет менее 3 км / с, что ниже порога обнаружения через уширение спектральной линии.[4] Эта низкая скорость вращения могла быть вызвана потерей угловой момент через звездный ветер. Обычно временной масштаб для замедления вращения звезды спектрального класса M6 составляет примерно 10 миллиардов лет, потому что такие полностью конвективные звезды теряют свое вращение медленнее, чем другие звезды.[44] Однако эволюционные модели предполагают, что Вольф 359 - относительно молодая звезда с возрастом менее миллиарда лет.[11]

Собственное движение Wolf 359 на фоне составляет 4.696угловые секунды в год и удаляется от Солнца со скоростью 19 км / с.[4][7] При переводе на галактическая система координат, это движение соответствует космическая скорость из (U, V, W) = (−26, −44, −18) км / с.[45] Космическая скорость Wolf 359 подразумевает, что он принадлежит к населению звезды старого диска. Он следует по орбите через Млечный Путь что приблизит его на 20,5 кл (6,3 кпк) и на 28 клл (8,6 кпк) от Галактический Центр. Галактическая орбита имеет эксцентриситет 0,156, а звезда может путешествовать на расстояние 444 световых года (136 пк) от галактический самолет.[46] Ближайший звездный сосед Wolf 359 - красный карлик Росс 128 в 3,79лы (1.16 ПК) далеко.[47] Приблизительно 13850 лет назад Wolf 359 находился на минимальном расстоянии около 7,35 световых лет (2,25 пк) от Солнца.[48]

Планетная система

В июне 2019 года международная команда астрономов во главе с Микко Туоми от Университет Хартфордшира, Великобритания, представил документ для публикации для экспертной оценки с результатами первого зарегистрированного обнаружения двух экзопланет-кандидатов, вращающихся вокруг Wolf 359, с использованием метод лучевых скоростей из наблюдений с HARPS в Чили и Нанимает на Гавайях.[14] Устройство системы похоже, но более экстремально, чем у ближайшего красного карлика. Проксима Центавра, у обоих есть близкая планета с малой массой и гораздо более далекая планета с большей массой. Внутренняя планета, Волк 359 c, получает примерно в три раза больше звездной радиации, чем Земля, поэтому маловероятно, что она будет пригодной для жизни планетой.[14]

Планетная система Wolf 359
Компаньон
(по порядку от звезды)		МассаБольшая полуось
(Австралия)		Орбитальный период
(дней)		ЭксцентриситетНаклонРадиус
c3.8+2.0
−1.6 M⊕		0.018±0.0022.68687+0.00039
−0.00031		0.15+0.20
−0.15		——
б43.9+29.5
−23.9 M⊕		1.845+0.289
−0.258		2,938±4360.04+0.27
−0.04		——

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час "V * CN Leo - Flare Star". SIMBAD. Центр астрономии Донна в Страсбурге. Получено 2007-07-16.
  2. ^ а б Ландольт, Арло У. (май 2009 г.). "Фотометрические стандартные звезды UBVRI вокруг небесного экватора: обновления и дополнения". Астрономический журнал. 137 (5): 4186–4269. arXiv:0904.0638. Bibcode:2009AJ .... 137.4186L. Дои:10.1088/0004-6256/137/5/4186. S2CID 118627330. См. Таблицу II.
  3. ^ а б Gershberg, R.E .; и другие. (1983). «Характеристики энергетики вспышек звезд УФ-диапазона Cet». Астрофизика и космическая наука. 95 (2): 235–253. Bibcode:1983Ap & SS..95..235G. Дои:10.1007 / BF00653631. S2CID 122101052.
  4. ^ а б c d Моханти, Субханджой; и другие. (2003). «Вращение и активность в полевых карликах от среднего M до L». Астрофизический журнал. 583 (1): 451–472. arXiv:Astro-ph / 0201455. Bibcode:2003ApJ ... 583..451M. Дои:10.1086/345097. S2CID 119463177.
  5. ^ Davison, Cassy L .; Уайт, Рассел Дж .; Генри, Тодд Дж .; Ридель, Адрик Р .; Цзяо, Вэй-Чун; Бейли III, Джон I; Куинн, Сэмюэл Н .; Джастин Р., Кантрелл; Джон П., Subasavage; Джен Г., Винтерс (2015). "3D-поиск спутников 12 ближайших M-карликов". Астрономический журнал. 149 (3): 106. arXiv:1501.05012. Bibcode:2015AJ .... 149..106D. Дои:10.1088/0004-6256/149/3/106. S2CID 9719725.
  6. ^ Предполагая незначительное вымирание на этом расстоянии абсолютная величина M определяется следующим образом:
    M= м - 5 (журнал10( D ) – 1)
    = 13,54 - 5 (журнал10( 2.39 ) – 1)
    = 13.54 – 5(0.378 – 1) = 16.65

    куда м видимая величина, D это расстояние в парсеках и log10 это база-10 логарифм. Видеть:

    Лэнг, Кеннет Р. (2006). Астрофизические формулы. Библиотека астрономии и астрофизики. 1 (3-е изд.). Birkhäuser. п. 31. ISBN 978-3-540-29692-8.
  7. ^ а б c Персонал (8 июня 2007 г.). «Список ближайших 100 звездных систем». Консорциум исследований близких звезд. Получено 2007-07-16.
  8. ^ Doyle, J.G .; и другие. (1990). «Оптическая и инфракрасная фотометрия карликовых М- и К-звезд». Астрономия и астрофизика. 235 (1–2): 335–339. Bibcode:1990 А и А ... 235..335D.
  9. ^ а б Кантрелл, Джастин Р .; и другие. (Октябрь 2013 г.), "Солнечное соседство XXIX: Жилая недвижимость наших ближайших звездных соседей", Астрономический журнал, 146 (4): 99, arXiv:1307.7038, Bibcode:2013AJ .... 146 ... 99C, Дои:10.1088/0004-6256/146/4/99, S2CID 44208180.
  10. ^ Fuhrmeister, B .; и другие. (Сентябрь 2005 г.). "Модель хромосферы PHOENIX М-карликов среднего и позднего типов". Астрономия и астрофизика. 439 (3): 1137–1148. arXiv:Astro-ph / 0505375. Bibcode:2005A&A ... 439.1137F. Дои:10.1051/0004-6361:20042338. S2CID 16499769.
  11. ^ а б c d е ж грамм Павленко, Я. V .; и другие. (2006). «Спектральное распределение энергии для GJ406». Астрономия и астрофизика. 447 (2): 709–717. arXiv:astro-ph / 0510570. Bibcode:2006A&A ... 447..709P. Дои:10.1051/0004-6361:20052979. S2CID 119068354.
  12. ^ Рохас-Айяла, Барбара; и другие. (Апрель 2012 г.). «Индикаторы металличности и температуры в спектрах M-карликов в K-диапазоне: тестирование новых и обновленных калибровок с наблюдениями 133 карликов M из окрестностей Солнца» (PDF). Астрофизический журнал. 748 (2): 93. arXiv:1112.4567. Bibcode:2012ApJ ... 748 ... 93R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 748/2/93. S2CID 41902340.
  13. ^ а б Маклин, Ян С .; и другие. (Октябрь 2003 г.). "Спектроскопический обзор коричневых карликов NIRSPEC. I. Спектры низкого разрешения в ближней инфракрасной области". Астрофизический журнал. 596 (1): 561–586. arXiv:astro-ph / 0309257. Bibcode:2003ApJ ... 596..561M. Дои:10.1086/377636. S2CID 1939667.
  14. ^ а б c Туоми, М .; Jones, H.R.A .; Anglada-Escudé, G .; Батлер, Р. П .; Arriagada, P .; Vogt, S. S .; Burt, J .; Laughlin, G .; Holden, B .; Теске, Дж. К .; Шектман, С. А .; Crane, J.D .; Томпсон, I .; Кейзер, С .; Jenkins, J. S .; Berdiñas, Z .; Diaz, M .; Кирага, М .; Барнс, Дж. Р. (2019). «Частота вращения планет вокруг M карликов в окрестностях Солнца». arXiv:1906.04644v1 [астрофизиолог EP].
  15. ^ Вольф, М. (1919). "Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen". Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg. 7 (10): 195–219, 206. Bibcode:1919VeHei ... 7..195Вт.
  16. ^ Вольф, М. (июль 1917 г.). "Eigenbewegungssterne". Astronomische Nachrichten. 204 (20): 345–350. Bibcode:1917AN .... 204..345Вт. Дои:10.1002 / asna.19172042002.
  17. ^ ван Маанен, Адриан (1928). «Фотографическое определение звездных параллаксов с помощью 60- и 100-дюймовых рефлекторов. Пятнадцатая серия». Вклад обсерватории Маунт Вильсон. 356: 1–27. Bibcode:1928CMWCI.356 .... 1В.
  18. ^ ван Бисбрук, Г. (август 1944 г.). «Звезда наименьшей известной яркости». Астрономический журнал. 51: 61–62. Bibcode:1944AJ ..... 51 ... 61В. Дои:10.1086/105801.
  19. ^ Kron, G.E .; и другие. (1957). «Красные и инфракрасные величины для 282 звезд с известными тригонометрическими параллаксами». Астрономический журнал. 62: 205–220. Bibcode:1957AJ ..... 62..205K. Дои:10.1086/107521.
  20. ^ Гринштейн, Джесси Л .; и другие. (Август 1970 г.). «Слабый конец главной последовательности». Астрофизический журнал. 161: 519. Bibcode:1970ApJ ... 161..519G. Дои:10.1086/150556.
  21. ^ Mukai, K .; и другие. (Август 1990 г.). «Спектроскопия слабых, высокоширотных кандидатов в катаклизмические переменные». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 245 (3): 385–391. Bibcode:1990МНРАС.245..385М.
  22. ^ а б Райнерс, А .; и другие. (2007). «Быстрая переменность магнитного потока на вспышке звезды CN Leonis». Астрономия и астрофизика. 466 (2): L13 – L16. arXiv:astro-ph / 0703172. Bibcode:2007A & A ... 466L..13R. Дои:10.1051/0004-6361:20077095. S2CID 17926213.
  23. ^ а б Робинсон, Р. Д .; и другие. (1995). "Поиски микровспышечной активности на вспыхивающих звездах dMe. I. Наблюдения звезды dM8e CN Leonis". Астрофизический журнал. 451: 795–805. Bibcode:1995ApJ ... 451..795R. Дои:10.1086/176266.
  24. ^ Джонс, Лорен В. (2009). Звезды и галактики. Путеводители Гринвуда по Вселенной. ABC-CLIO. п. 50. ISBN 978-0-313-34075-8.
  25. ^ Уэст, Фредерик Р. (2002). «Письмо в редакцию: корона CN Leonis (Gliese 406) и ее возможное обнаружение на радиочастотах». Журнал Американской ассоциации наблюдателей за переменными звездами. 30 (2): 149–150. Bibcode:2002JAVSO..30..149W.
  26. ^ Борджиа, Майкл П. (2006). Человеческое зрение и ночное небо: горячее [т.е. как] улучшить свои навыки наблюдения. Практическая астрономическая серия Патрика Мура. Springer. п. 208. ISBN 978-0-387-30776-3.
  27. ^ Дантона, Ф .; и другие. (15 сентября 1985 г.). «Эволюция звезд с очень малой массой и коричневых карликов. I - Минимальная масса и светимость главной последовательности». Астрофизический журнал, часть 1. 296: 502–513. Bibcode:1985ApJ ... 296..502D. Дои:10.1086/163470.
  28. ^ Браун, Т.; и другие. (1998). «Точное определение радиуса фотосферы Солнца». Письма в астрофизический журнал. 500 (2): L195. arXiv:Astro-ph / 9803131. Bibcode:1998ApJ ... 500L.195B. Дои:10.1086/311416. S2CID 13875360. Радиус Солнца 695,5 мм. 16% от этого составляет 111 мм.
  29. ^ Харви, Саманта (4 марта 2010 г.). «Юпитер: факты и цифры». Исследование Солнечной системы. НАСА. Получено 2010-05-28.
  30. ^ McCook, G.P .; и другие. (1995). «Полностью конвективные М-карлики». Виллановский университет. Архивировано из оригинал на 2011-06-15. Получено 2010-05-17.
  31. ^ Адамс, Фред С .; и другие. (Декабрь 2004 г.). «Красные карлики и конец главной последовательности». Гравитационный коллапс: от массивных звезд к планетам. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. С. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22 ... 46А.
  32. ^ Schroeder, Daniel J .; и другие. (2000). «Поиск слабых спутников ближайших звезд с помощью широкоугольной планетарной камеры 2». Астрономический журнал. 119 (2): 906–922. Bibcode:2000AJ .... 119..906S. Дои:10.1086/301227.
  33. ^ Gautier, T. N .; и другие. (2007). «Дальние инфракрасные свойства М-карликов». Астрофизический журнал. 667 (1): 527–. arXiv:0707.0464. Bibcode:2007ApJ ... 667..527G. Дои:10.1086/520667. S2CID 15732144.
  34. ^ Lestrade, J.-F .; и другие. (Ноябрь 2009 г.). «Поиск дисков холодного мусора вокруг М-карликов. II». Астрономия и астрофизика. 506 (3): 1455–1467. arXiv:0907.4782. Bibcode:2009A & A ... 506.1455L. Дои:10.1051/0004-6361/200912306. S2CID 17035185.
  35. ^ Родлер, Ф .; и другие. (Февраль 2012 г.). «Поиск вариаций лучевой скорости в восьми M-карликах с помощью NIRSPEC / Keck II». Астрономия и астрофизика. 538: A141. arXiv:1112.1382. Bibcode:2012A & A ... 538A.141R. Дои:10.1051/0004-6361/201117577. S2CID 56103966.
  36. ^ Касагранде, Лука; и другие. (Сентябрь 2008 г.). «М-карлики: эффективные температуры, радиусы и металличность». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 389 (2): 585–607. arXiv:0806.2471. Bibcode:2008МНРАС.389..585С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13573.x. S2CID 14353142.
  37. ^ Вершуур, Геррит Л. (2003). Межзвездные дела: очерки любопытства и астрономических открытий. Springer. С. 253–254. ISBN 978-0-387-40606-0.
  38. ^ Павленко, Ю.В. и другие. (Декабрь 2002 г.). «Полосы окиси углерода в М-карликах». Астрономия и астрофизика. 396 (3): 967–975. arXiv:Astro-ph / 0210017. Bibcode:2002A&A ... 396..967P. Дои:10.1051/0004-6361:20021454. S2CID 8384149.
  39. ^ Пеш, Питер (июнь 1972 г.). «CaOH, новая трехатомная молекула в звездных атмосферах». Астрофизический журнал. 174: L155. Bibcode:1972ApJ ... 174L.155P. Дои:10.1086/180970.
  40. ^ Schmitt, J.H.M .; и другие. (2001). «Наземное наблюдение эмиссионных линий короны красного карлика». Природа. 412 (2): 508–510. Bibcode:2001Натура.412..508С. Дои:10.1038/35087513. PMID 11484044. S2CID 4415051.
  41. ^ Персонал (7 января 2007 г.). «Вызов доктора Франкенштейна!: Интерактивные двоичные файлы демонстрируют признаки индуцированной гиперактивности». Национальная оптическая астрономическая обсерватория. Получено 2006-05-24.
  42. ^ Schmitt, J.H.M .; и другие. (Сентябрь 1995 г.). «Рентгеновский снимок маломассивных звезд в окрестностях Солнца». Астрофизический журнал. 450 (9): 392–400. Bibcode:1995ApJ ... 450..392S. Дои:10.1086/176149.
  43. ^ Cwiok, M .; и другие. (Март 2006 г.). «Поиск оптических аналогов гамма-всплеска». Acta Physica Полоника B. 37 (3): 919. Bibcode:2006AcPPB..37..919C.
  44. ^ Рёзер, Зигфрид (2008). Обзоры в современной астрономии, космосе. Wiley-VCH. С. 49–50, 57. ISBN 978-3-527-40820-7.
  45. ^ Глизе, В. (1969). «Каталог ближайших звезд». Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg. 22: 1. Bibcode:1969VeARI..22 .... 1G.
  46. ^ Allen, C .; и другие. (1998). "Галактические орбиты ближайших звезд UV Кита". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 34: 37–46. Bibcode:1998RMxAA..34 ... 37А.
  47. ^ «Волк 359». Компания SolStation. Получено 2006-08-10.
  48. ^ "Аннотации к объекту V * CN Leo". SIMBAD. Центр астрономии Донна в Страсбурге. Получено 2010-04-13.

внешняя ссылка