Эпсилон Возничего - Epsilon Aurigae

Эпсилон Возничего
Созвездие Возничего.png
Эпсилон Возничего находится чуть ниже Капелла, самая яркая звезда в созвездии.
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеВозничий
Прямое восхождение05час 01м 58.129s[1]
Склонение+43° 49′ 23.87″[1]
Видимая величина  (V)2.92 - 3.83[2]
Характеристики
Спектральный типF0 Iab (или II-III[3]) + ~ B5V
U − B индекс цвета+0.30[4]
B − V индекс цвета+0.54[4]
Тип переменнойАлгол[5]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)10.40[6] км / с
Правильное движение (μ) РА: −0.86±1.38[1] мас /год
Декабрь: −2.66±0.75[1] мас /год
Параллакс (π)2.4144 ± 0.5119[1] мас
Расстояние653 - 1,500[7] ПК
Абсолютная величина  (MV)-9.1[8]
Орбита[9]
Период (П)9896.0±1,6 дня
Большая полуось (а)18.1+1.2
−1.3[3] Австралия
Эксцентриситет (е)0.227±0.011
Наклон (я)89[3]°
Долгота узла (Ом)264°
Периастр эпоха (Т)MJD  34723±80
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		39.2±3.4°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		13.84±0.23 км / с
Подробности
ε Aur A
Масса2.2-15[10] M☉
Радиус143 - 358[7] р☉
Яркость (болометрический)37,875[11] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)≲ 1.0[3] cgs
Температура7,750[3] K
Скорость вращения (v грехя)54[12] км / с
ε Aur B
Масса6 - 14[10] M☉
Радиус3.9±0.4[3] р☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.0[3] cgs
Температура15,000[3] K
Прочие обозначения
Алмааз, Аль-Анз, ε Aur, 7 авр, BD +43°1166, FK5  183, HD  31964, БЕДРО  23416, HR  1605, SAO  39955[13]
Источники данных:
Каталог Hipparcos,
Каталог ярких звезд (5-е изд.),
9-й Каталог спектроскопических двойных орбит,
Переменный звездный индекс (VSX)
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Эпсилон Возничего (ε Возничий, сокращенно Эпсилон Аур, ε Aur) это множественная звездная система на севере созвездие из Возничий. Это необычный затмевающий двоичный система, включающая F0 сверхгигант (официально назван Алмааз /æлˈмɑːz/, традиционное название системы) и спутником, который обычно считается огромным темным диском, вращающимся вокруг неизвестного объекта, возможно, двоичной системой из двух маленьких B-тип звезды. Расстояние до системы все еще является предметом споров, но данные Космический корабль Gaia ставит свою дистанцию ​​примерно 1,350±300 световых лет от Земли.

Впервые эпсилон Возничего заподозрили в качестве переменной звезды, когда немецкий астроном Иоганн Генрих Фрич наблюдал ее в 1821 году. Эдуард Хейс и Фридрих Вильгельм Аргеландер усилил первоначальные подозрения Фрича и привлек внимание к звезде. Ганс Людендорф Однако был первым, кто изучил его очень подробно. Его работа показала, что система представляет собой затмевающую бинарную переменную, звезду, которая тускнеет, когда ее партнер заслоняет ее свет.

Примерно каждые 27 лет яркость Эпсилон Возничего падает с видимая визуальная величина от +2,92 до +3,83. Это затемнение длится 640–730 дней. В дополнение к этому затмению система также имеет пульсацию малой амплитуды с непостоянным периодом около 66 дней.

Затменный компаньон Эпсилон Возничего вызывал много споров, поскольку объект не излучает столько света, сколько ожидается от объекта его размера. По состоянию на 2008 г. наиболее популярной моделью для этого объекта-компаньона является двойная звездная система, окруженная массивным непрозрачным диском пыли; теории, предполагающие, что объект представляет собой большую полупрозрачную звезду или черная дыра с тех пор были отброшены.

Номенклатура

ε Возничий (Латинизированный к Эпсилон Возничего) является системным Обозначение Байера. Он также несет Обозначение Флемстида 7 Возничего. Он внесен в несколько звездных каталогов как ОБЪЯВЛЕНИЯ 3605 А, CCDM J05020 + 4350A и WDS J05020 + 4349A.

Ричард Хинкли Аллен сообщил, что оксфордский ученый Томас Хайд записал традиционное имя Алмааз в его переводе 1665 года каталога Улугбека, который он идентифицировал с арабским Аль-Махаз "козел", соответствующий имени звезды Капелла (С латыни «козочка»). Правописание Аллена соответствует множественному числу المعز аль-махаз "козы". Аллен также сообщил, что средневековый персидский астроном Закария аль-Казвини знал это как Al Anz.[14]

В 2016 г. Международный астрономический союз организовал Рабочая группа по звездным именам (WGSN[15] каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. Для таких имен, относящихся к членам множественные звездные системы, и где буква компонента (например, от Каталог двойных звезд Вашингтона ) не указан явно, WGSN говорит, что это имя следует понимать как относящееся к самому яркому компоненту по визуальной яркости.[16] WGSN утвердила название Алмааз для самого яркого компонента этой системы 1 февраля 2017 года, и теперь он включен в Список одобренных IAU звездных имен.[17]

В Китайский, 柱 (Чжу), смысл Столбы, относится к астеризм состоящий из Эпсилон Возничего, Зета Возничего, Эта Возничего, Ипсилон Возничего, Nu Aurigae, Тау Возничего, Chi Aurigae и 26 Возничий.[18][19] Следовательно, китайское имя для самой Эпсилон Возничего 柱 一 (Чжо Йи, «Первая звезда столпов»).[20]

История наблюдений

Кривая блеска AAVSO, показывающая затмение Эпсилон Возничего в 2009-11 гг.

Хотя звезду легко увидеть невооруженным глазом, наблюдения Иоганна Фрича 1821 года позволяют предположить, что он первым заметил, что система была Переменная. В конце концов, с 1842 по 1848 год немецкий математик Эдуард Хейс и прусский астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер начал наблюдать раз в несколько лет. Данные как Хейса, так и Аргеландера показали, что к 1847 году звезда значительно потускнела, привлекая к тому моменту полное внимание обоих мужчин. Эпсилон Возничего значительно посветлел и к следующему сентябрю вернулся в «нормальное состояние».[21] По мере того, как он привлекал все больше внимания, собиралось все больше и больше данных. Данные наблюдений показали, что Epsilon Aurigae не только изменялась в течение длительного периода, но также испытывала краткосрочные изменения яркости. Более поздние затмения имели место между 1874 и 1875 годами и почти тридцать лет спустя между 1901 и 1902 годами.[21]

Ганс Людендорф, который также наблюдал за Epsilon Aurigae, был первым, кто провел подробное исследование звезды. В 1904 году он опубликовал в Astronomische Nachrichten статья под названием Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae (Исследования световых изменений Эпсилона Возничего), где он предположил, что звезда была Переменная Алгола и затмевающий двоичный.[21]

Первая гипотеза, выдвинутая астрономами в 1937 г. Джерард Койпер, Отто Струве, и Бенгт Стрёмгрен, предположил, что Эпсилон Возничего - двойная звездная система, содержащая сверхгигант F2 и чрезвычайно холодную «полупрозрачную» звезду, которая полностью затмит своего компаньона. Однако затмевающая звезда будет рассеивать свет, излучаемый ее затменным спутником, что приведет к наблюдаемому уменьшению звездной величины. Рассеянный свет будет обнаружен на Земле как звезда, видимая невооруженным глазом, хотя этот свет будет значительно тусклым.

В 1961 году итальянский астрофизик Маргарита Хак предположил, что вторичная звезда была горячей звездой, окруженной оболочкой из материала, которая и была ответственна за затмение, после наблюдения за ней во время затмения 1955-57 годов.[22]

Астроном Су-Шу Хуанг опубликовал в 1965 году статью, в которой обозначил недостатки модели Койпера-Струве-Стрёмгрена и предположил, что ее спутником является большая дисковая система, видимая с ребра с точки зрения Земли. Роберт Уилсон в 1971 г. предположил, что в диске находится «центральное отверстие», что является возможной причиной внезапного повышения яркости системы в середине затмения. В 2005 году система наблюдалась в ультрафиолете. Спектроскопический исследователь дальнего ультрафиолета (ПРЕДОХРАНИТЕЛЬ); поскольку звездная система не излучала энергию со скоростью, характерной для таких объектов, как двойная система нейтронной звезды Цирк X-1 или двойная система черной дыры Лебедь X-1, объект, занимающий центр диска, не должен быть чем-то подобным; напротив, новая гипотеза предполагает, что центральный объект на самом деле является звездой типа B5.[21][23]

Еще одна гипотеза астрономов Аластер Г. В. Кэмерон и Ричард Стотерс заявляет, что спутник Эпсилон Возничего А является черная дыра, поглощая твердые частицы из сумеречного облака, которые обходят его горизонт событий, излучающий инфракрасный свет, обнаруженный от земной шар.[24] С тех пор эта гипотеза была признана устаревшей и отвергнута.

Эпсилон Возничего был целью наблюдения со стороны Международный год астрономии наблюдатели с 2009 по 2011 год, три года, которые совпали с его последним затмением.[25]

Природа системы

Яркая звезда класса F и звезда-компаньон класса B в окружении пыльного диска (впечатление художника)

Природа системы Epsilon Aurigae неясна. Давно известно, что он состоит как минимум из двух компонентов, которые периодически подвергаются затмения с необычным плоскодонным затемнением каждые 27 лет. Ранние объяснения с исключительно большими диффузными звездами, черными дырами и необычными дисками в форме пончиков больше не принимаются. Теперь есть два основных объяснения известных наблюдаемых характеристик: модель большой массы, в которой первичным элементом является желтый сверхгигант около 15M☉; и модель с малой массой, где первичная обмотка составляет около 2M☉ и менее яркая эволюционировавшая звезда.[10]

Вариации модели большой массы всегда были популярны, поскольку главная звезда, по всей видимости, является большой звездой-сверхгигантом. Спектроскопически это начало F или конец A с класс светимости Ia или Iab. Оценки расстояний последовательно приводят к яркости, ожидаемой для яркий сверхгигант, хотя опубликованные значения расстояния сильно различаются. Измерение параллакса Hipparcos имеет предел погрешности, равный самому значению, поэтому полученное расстояние может быть от 355 до 4 167 парсеков.[10] В Выпуск данных Gaia 2 параллакс несколько более точен, что приводит к расстоянию 1,350±350 св. Лет, ближе к нижней границе оценок другими методами.[1] Основная проблема с большой массой модели - природа вторичной обмотки, которая требуется известными функция массы иметь массу, сопоставимую с массой первичной обмотки, в отличие от наблюдений, когда она выглядит как Звезда главной последовательности B-типа. Вторичная может быть тесной двойной системой, включающей две звезды главной последовательности с меньшей массой, или более сложной системой.[3]

Модель с низкой массой, недавно популяризированная Citizen Sky проект, предполагает, что первичным является развитая асимптотическая ветвь гигантов звезда 2–4M☉. Это основано на более низких оценках расстояния и яркости, чем большинство наблюдений. Звезда была бы необычно большой и яркой звездой-гигантом для данной массы, возможно, в результате очень большой потери массы. Чтобы соответствовать наблюдаемому затмению и орбитальным данным, вторичным является довольно нормальная звезда главной последовательности B размером около 6M☉ встроен в толстый диск, видимый почти ребром.[3]

Сама орбита теперь довольно хорошо определена,[3] наклонен под углом более 87 градусов к Земле. Расстояние между первичной и вторичной обмотками составляет около 35 а.е. (в модели с большой массой),[10] что дальше планеты Нептун от солнце.[26] В модели с малой массой расстояние составляет всего 18 а.е.[3]

Видимый компонент

Система ε Возничего во время затмения (впечатление художника)

Видимый компонент, Epsilon Aurigae A, является полурегулярным пульсирующий постасимптотическая гигантская ветвь звезды, принадлежащая спектральный класс F0.[21] У этой звезды F-типа примерно от 143 до 358 раз больше диаметр Солнца, и в 37 875 раз ярче. (Надежные источники значительно различаются в своих оценках обеих величин.) Если бы звезда находилась в положении Солнца, она бы окутала Меркурий и, возможно, Венеру. Звезды F-типа, такие как Эпсилон Возничего, обычно светятся белым и демонстрируют сильные линии поглощения ионизированного кальция и слабые линии поглощения водорода; будучи классом выше Солнца (которое является звездой G-типа), звезды F-типа обычно более горячие, чем звезды, подобные Солнцу.[27] Другие звезды F-типа включают Процион главная звезда, самая яркая звезда в созвездии Canis Minor.[28]

Сверхгигант пульсирует, демонстрируя небольшие изменения своей яркости и спектральных линий. Пульсации даны периоды 67 и 123 дня,[29] с амплитудой около 0,05 звездной величины.[7] Профили многих спектральных линий показывают вариации, которые можно было бы ожидать от пульсирующего спергианта, но неясно, имеют ли они тот же период, что и вариации яркости. Возможны небольшие отклонения в эффективная температура из фотосфера как пульсирует звезда.[30]

Затмевающий компонент

Компонент затмения излучает сравнительно незначительное количество света, и его нельзя непосредственно увидеть в видимом свете. Однако в центре объекта была обнаружена нагретая область. Считается, что это пыльный диск, окружающий диск класса B. главная последовательность звезда. Моделирование спектральное распределение энергии для ε Возничего в целом лучше всего подходит для звезды B5V в центре диска. Такая звезда имела бы массу около 5,9.M☉. Наблюдаемая орбита, предполагающая довольно нормальный сверхгигант F-типа для главной звезды, требует наличия вторичной звезды с массой более 13M☉. Модель малой массы принимает 5,9M☉ вторичный и поэтому также требует маломассивной первичной обмотки. Модель большой массы принимает первичный сверхгигант нормальной массы и приводит аргументы в пользу пары звезд B-типа или необычной одиночной звезды с большей массой.[3]

Диск вокруг вторичной звезды имеет ширину 3,8 а. Е., Толщину 0,475 а. Е. И блокирует около 70% света, проходящего через него, позволяя видеть некоторый свет от первичной звезды даже во время затмений. Он излучает как 550 К черное тело.[3]

Наблюдение

Сравнительная таблица для ε Возничего: пронумерованные звезды звезды сравнения с числами, дающими яркость звезды сравнения в величины (обычно без десятичной точки, которую можно спутать со звездой)

Звезду легко найти из-за ее яркости и очевидной близости к ней. Капелла. Это вершина равнобедренного треугольника, образующего «нос» созвездия Возничего. Звезда достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть из большинства городских мест с умеренным освещением. световое загрязнение.

Наблюдатели зрительных переменных звезд оценивают ее яркость, сравнивая ее яркость с близлежащими звездами с известным значением яркости. Это можно сделать путем интерполяции яркости переменной между двумя звездами сравнения или путем индивидуальной оценки разницы в величине между переменной и несколькими различными сравнениями. Повторение наблюдения в разные ночи позволяет кривая блеска будет произведено, показывая изменение яркости звезды. На практике оценки визуальных переменных звезд, полученные от многих наблюдателей, статистически объединены для получения более точных результатов.[31]

Citizen Sky

В Национальный фонд науки наградил AAVSO трехлетний грант на финансирование гражданская наука проект построен вокруг затмения 2009-2011 гг.[32][33][34] Проект под названием Citizen Sky,[35] занимается организацией и обучением участников наблюдению за затмением и отправке своих данных в центральную базу данных. Кроме того, участники помогут проверить и проанализировать данные, проверяя свои теории и публикуя оригинальные исследовательские статьи в рецензируемом астрономическом журнале.

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  2. ^ "Переменный звездный индекс (VSX)". Получено 25 августа 2009.
  3. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п Hoard, D. W .; Howell, S. B .; Стенсель, Р. Э. (май 2010 г.). «Укрощение невидимого монстра: ограничения системных параметров для эпсилон Возничего от дальнего ультрафиолета до среднего инфракрасного». Астрофизический журнал. 714 (1): 549–560. arXiv:1003.3694. Bibcode:2010ApJ ... 714..549H. Дои:10.1088 / 0004-637X / 714/1/549. S2CID  16964306.
  4. ^ а б Lutz, T. E .; Лутц, Дж. Х. (Июнь 1977 г.). «Спектральная классификация и UBV-фотометрия ярких визуальных двойных звезд». Астрономический журнал. 82: 431–434. Bibcode:1977AJ ..... 82..431L. Дои:10.1086/112066.
  5. ^ Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1: B / gcvs. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  6. ^ Гончаров, Г. А (2006). "Пулковская компиляция лучевых скоростей для 35 495 звезд Hipparcos в общей системе". Письма об астрономии. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. Дои:10.1134 / S1063773706110065. S2CID  119231169.
  7. ^ а б c Kloppenborg, B.K .; Stencel, R.E .; Monnier, J.D .; Schaefer, G.H .; Барон, Ф .; Tycner, C .; Завала, Р. Т .; Hutter, D .; Чжао, М .; Che, X .; Ten Brummelaar, T. A .; Farrington, C.D .; Парки, р .; McAlister, H.A .; Sturmann, J .; Sturmann, L .; Sallave-Goldfinger, P.J .; Тернер, Н .; Pedretti, E .; Бюро, Н. (2015). "Интерферометрия ɛ Возничего: характеристика асимметричного затменного диска". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 220 (1): 14. arXiv:1508.01909. Bibcode:2015ApJS..220 ... 14K. Дои:10.1088/0067-0049/220/1/14. S2CID  118575419.
  8. ^ Guinan, E. F .; Mayer, P .; Harmanec, P .; Božić, H .; Брож, М .; Nemravová, J .; Engle, S .; Šlechta, M .; Заще, П .; Wolf, M .; Корчакова, Д .; Джонстон, К. (2012). «Большое расстояние эпсилон Возничего от межзвездного поглощения и покраснения». Астрономия и астрофизика. 546: A123. Bibcode:2012A & A ... 546A.123G. Дои:10.1051/0004-6361/201118567.
  9. ^ Стефаник, Роберт П .; и другие. (Март 2010 г.). «Эпсилон Возничего: улучшенное спектроскопическое орбитальное решение». Астрономический журнал. 139 (3): 1254–1260. arXiv:1001.5011. Bibcode:2010AJ .... 139.1254S. Дои:10.1088/0004-6256/139/3/1254. S2CID  59399211.
  10. ^ а б c d е Павел Чадима; Петр Харманец; Беннетт; Брайан Клоппенборг; Роберт Стенсель; Стивенсон Янг; Хрвое Божич; Мирослав Слехта; Ленка Коткова (2011). «Спектральный и фотометрический анализ затменной двойной эпсилон Возничего до и во время затмения 2009-2011 гг.». Астрономия и астрофизика. 530 (530): A146. arXiv:1105.0107. Bibcode:2011A & A ... 530A.146C. Дои:10.1051/0004-6361/201116739. S2CID  113401053.
  11. ^ Hohle, M. M .; Neuhäuser, R .; Шютц, Б. Ф. (апрель 2010 г.). «Массы и светимости звезд O- и B-типов и красных сверхгигантов». Astronomische Nachrichten. 331 (4): 349. arXiv:1003.2335. Bibcode:2010AN .... 331..349H. Дои:10.1002 / asna.200911355. S2CID  111387483. Примечание: просмотрите данные в режиме онлайн и введите номер HIP для яркости. Массу заменяют Hoard et al. (2011).
  12. ^ Ройер, Ф .; и другие. (Октябрь 2002 г.). «Скорости вращения звезд типа А в северном полушарии. II. Измерение v sin i». Астрономия и астрофизика. 393 (3): 897–911. arXiv:Astro-ph / 0205255. Bibcode:2002A&A ... 393..897R. Дои:10.1051/0004-6361:20020943. S2CID  14070763.
  13. ^ "eps Aur - Затменный двоичный файл типа Algol (отдельный)". Астрономическая база данных SIMBAD. Получено 2012-07-18.
  14. ^ Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их история и значение. Courier Dover Publications. стр.83–92. ISBN  978-0-486-21079-7.
  15. ^ Мамаджек, Эрик; Гарсия, Беатрис; Хамахер, Дуэйн; Монтмерль, Тьерри; Пасачофф, Джей; Ридпат, Ян; Сунь, Сяочунь; ван Гент, Роберт (2016). «Рабочая группа IAU по звездным именам (WGSN)». Получено 31 марта 2017.
  16. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по звездным именам, № 2" (PDF). Получено 16 декабря 2017.
  17. ^ «Именование звезд». IAU.org. Получено 16 декабря 2017.
  18. ^ 陳久 金 (2005). 中國 星座 神話 [Мифология китайского гороскопа] (на китайском языке).五 南 圖書 出 Version 股份有限公司. ISBN  978-986-7332-25-7.
  19. ^ Ридпат, Ян. «Возничий: китайские ассоциации». Получено 1 ноября 2020.
  20. ^ "亮 星 中 英 對照 表" [Китайско-британская сравнительная таблица Bright Star] (на китайском языке). Гонконгский музей космонавтики. Архивировано из оригинал 25 октября 2008 г.. Получено 23 ноября, 2010.
  21. ^ а б c d е Хопкинс, Джеффри Л .; Стенсель, Роберт Э. (2007). «Недавняя UBVJH фотометрия Эпсилона Возничего». arXiv:0706.0891 [астрофизик ].
  22. ^ Хак, Маргарита (1962). «Новое объяснение двойной системы ε Возничего». Memorie della Società Astronomia Italiana. 32: 351–64. Bibcode:1962MmSAI..32..351H.
  23. ^ «Таблица свойств системы (Citizen Sky)». Архивировано из оригинал на 2016-01-11.
  24. ^ Радость познания, т. 17. С. 987.
  25. ^ «Гражданская наука: Международный год астрономии» (PDF). Международный год астрономии. Американское астрономическое общество. 2008. Получено 13 января 2009.
  26. ^ «Уран: факты и цифры». Исследование Солнечной системы. Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. 2007. Получено 3 января 2009.
  27. ^ «Звездная спектральная классификация». Гиперфизика. Государственный университет Джорджии. 2001. Получено 18 декабря 2008.
  28. ^ "Запись в базе данных для Procyon AB". SIMBAD. Центр астрономических исследований Донна в Страсбурге. 2008 г.. Получено 18 декабря 2008.
  29. ^ Потравнов, И. С .; Гринин, В. П. (2013). «Спектральные наблюдения золотоносных во время затмения 2009–2011 гг.». Астрономические отчеты. 57 (12): 991–1000. arXiv:1309.0370. Дои:10.1134 / S1063772914010041. S2CID  118071485.
  30. ^ Гриффин, Р. Элизабет; Стенсель, Роберт Э. (2013). «Слияние недавних и исторических спектров Возничего: свойства компонентов системы и открытие потока массообмена». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 125 (929): 775–792. Bibcode:2013PASP..125..775G. Дои:10.1086/671781.
  31. ^ «Приманка переменных звезд». 2006-07-29. Получено 2017-07-07.
  32. ^ Леггетт, Хэдли (24 августа 2009 г.). "Wired.com: Покорите гражданское небо". Получено 25 августа 2009.
  33. ^ "Astronomy.com: Citizen Sky исследует Эпсилон Возничего". Получено 25 августа 2009.
  34. ^ «Международный год астрономии: Citizen Sky приглашает общественность помочь раскрыть звездную тайну». Получено 25 августа 2009.
  35. ^ «Трехлетний гражданский научный проект Citizen Sky, посвященный Эпсилон Возничего». ААВСО. Архивировано из оригинал на 2016-12-01. Получено 2018-02-18.

внешняя ссылка