Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для китайского астрономического созвездия см Змеи (китайская астрономия) .

Змеи
Созвездие
Змеи CaputХвостовая змея
СокращениеСер
Родительный падежСерпентис
Произношение/ С ɜːr р ɪ п г / ,
генитива / с ər р ɛ н т ɪ с /
СимволизмSnake
Прямое восхождениеЗмеи Caput : 15 ч. От 10,4 м до 16 ч. 22,5 м.
Serpens Cauda : 17 ч. От 16,9 м до 18 ч. 58,3 м
СклонениеЗмеи Caput : 25,66 ° до -03,72 °
Змеи конского : 06,42 ° до -16.14 °
ПлощадьЗмеи Caput : 428 кв. Град.
Змеи Cauda : 208 кв. Град.
Общая : 637 кв. Град. ( 23-е )
Главные звезды11
Звезды Байера / Флемстида
57
Звезды с планетами15
Звезды ярче 3,00 м1
Звезды в пределах 10,00 шт. (32,62 св. Лет)2
Самая яркая звездаα Сер (Унукалхай) (2,63 м )
Объекты Мессье2
Метеоритные дожди0
Граничные
созвездия		Serpens Caput:
Corona Borealis
Boötes
Virgo
Libra
Ophiuchus
Hercules

Змеи Cauda:
Aquila
Ophiuchus
Sagittarius
Scutum
Виден на широтах от + 80 ° до - 80 °.
Лучше всего видно в 21:00 (21:00) в июле .

Змеи ( «Змеи», греческий Ὄφις ) является созвездие в северном полушарии . Одно из 48 созвездий, перечисленных астрономом 2-го века Птолемеем , оно остается одним из 88 современных созвездий, определенных Международным астрономическим союзом . Оно уникально среди современных созвездий тем, что разделено на две несмежные части: Serpens Caput (Голова Змеи) на западе и Serpens Cauda (Хвост Змеи) на востоке. Между этими двумя половинками находится созвездие Змееносца., "Змеиноносец". В образных изображениях тело змеи изображено проходящим позади Змееносца между Mu Serpentis в Serpens Caput и Nu Serpentis в Serpens Cauda .

Самая яркая звезда в Змеи - это красная гигантская звезда Альфа Серпентис , или Унукалхай, в Змеи Капут с видимой величиной 2,63. В Змеи Капу также расположены невооруженным глазом шаровое скопление Мессье 5 и невооруженным глазом переменные R Serpentis и Tau 4 Serpentis . Известные внегалактические объекты включают секстет Сейферта , одно из самых плотных известных скоплений галактик; Arp 220 , прототип сверхъестественной инфракрасной галактики ; и Объект Хога , самый известный из очень редкого класса галактик, известный каккольцевые галактики .

Часть галактической плоскости Млечного Пути проходит через Serpens Cauda, ​​который поэтому богат галактическими объектами глубокого космоса , такими как туманность Орла (IC 4703) и связанное с ней звездное скопление Messier 16 . Размер туманности составляет 70 световых лет на 50 световых лет. В ней находятся Столпы Созидания , три пылевых облака, которые стали известны благодаря снимку, полученному космическим телескопом Хаббла . Другие поразительные объекты включают туманность Красный квадрат , один из немногих объектов в астрономии, который принимает квадратную форму; и Westerhout 40 , массивная соседняя область звездообразования, состоящая из молекулярного облака.и область H II .

История [ править ]

Змеи в руках Змееносца, изображенные в Зеркале Урании , наборе карт созвездий, изданных в Лондоне ок. 1825. Над хвостом змея находится уже устаревшее созвездие Taurus Poniatovii, а под ним - Scutum.

В греческой мифологии Змеи представляют собой змею, которую держит целитель Асклепий . Представлен на небе созвездием Змееносца., Асклепий однажды убил змею, но впоследствии животное было воскрешено 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. Одной из примечательных фигур, изображавших Змея отдельно, был Иоганн Байер ; таким образом, звезды Змеи занесены в каталог с обозначениями Байера, отличными от обозначений Змееносца. Когда Эжен Дельпорт 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, а cauda - латинское слово, обозначающее хвост. [2]

В китайской астрономии большинство звезд Змеи представляли собой часть стены, окружающей рынок, известный как Тяньши , который был в Змееносце и частью Геркулеса . Змеи также содержат несколько китайских созвездий . Две звезды в хвосте олицетворяли часть Шилоу , башни с офисом рынка. Еще одна звезда в хвосте представляла Liesi , ювелирные магазины. Одна звезда в голове ( Mu Serpentis ) означала Тианру , кормилицу наследного принца , а иногда и дождь . [1]

В вавилонской астрономии существовало два созвездия «змей» , известных как Муштушшу и Башму. Похоже, что Муштушшу изображали как гибрид дракона, льва и птицы, и это примерно соответствовало Гидре . Bašmu был рогатым змеем (см нингишзида ) и примерно соответствует Ὄφις созвездие Евдокса Книдского , на котором Ὄφις ( Змеи основан) Птолемей. [3]

Характеристики [ править ]

Змеи - единственное из 88 современных созвездий, которое разделено на две несвязанные области в небе: Serpens Caput (голова) и Serpens Cauda (хвост). Созвездие также необычно в том смысле, что оно зависит от контекста другого созвездия; в частности, его держит Змееносец Змееносец. [1]

Змея Голова граничит с Весами на юге, Девой и Ботесом на востоке, Северной короной на севере и Змееносцем и Геркулесом на западе; Хвостовая змея граничит со Стрельцом на юге, Скутумом и Аквилой на востоке и Змееносцем на севере и западе. Занимая 636,9 квадратных градуса , оно занимает 23-е место из 88 созвездий по размеру. Летом в северном полушарии он заметно проявляется как в северном, так и в южном небе. [4] Его главный астеризмсостоит из 11 звезд, а всего 108 звезд ярче 6,5 звездной величины, традиционного предела видимости невооруженным глазом. [4]

Границы Змеи Капу, установленные бельгийским астрономом Эженом Дельпортом в 1930 году, определены 10-сторонним многоугольником, а Змеи-Када - 22-сторонним многоугольником. В системе координат экваториальной , что прямое восхождение координаты границ Serpens Caput лежат между 15 ч 10,4 м и 16 ч 22,5 м , в то время как склонение координаты между 25,66 ° и -03.72 °. Границы Змеи Кауды проходят между прямыми восхождениями 17 ч 16,9 м и 18 ч 58,3 м. и склонения 06,42 ° и -16,14 °. [5] Международный астрономический союз (IAU) принял три буквы аббревиатуры «Ser» для орбитальной группировки в 1922 году [5] [6]

Особенности [ править ]

Звезды [ править ]

См. Также: Список звезд в Змеи

Главные звезды [ править ]

Созвездие Змеи (Caput), видимое невооруженным глазом

Сердце змея - ярчайшая звезда созвездия, Альфа Змея . Традиционно называемый Унукалхай, это красный гигант спектрального класса K2III, расположенный примерно в 23 парсеках с визуальной величиной 2,630 ± 0,009 [7], что означает, что его можно легко увидеть невооруженным глазом даже в областях со значительным световым загрязнением. Слабый спутник находится на орбите вокруг красной звезды-гиганта [8], хотя невооруженным глазом он не виден. Рядом с Альфой находится Лямбда Серпентис , звезда с величиной 4,42 ± 0,05, довольно похожая на Солнце [9], всего в 12 парсеках. [10] Другойаналог Солнца в Змеи является первичной звездой Psi Serpentis , двойной звезды [11], расположенной немного дальше на расстоянии примерно 14 парсеков. [12]

Бета , Гамма и Йота Серпентис образуют характерную треугольную форму, обозначающую голову змеи, при этом Каппа Серпентис (собственное имя Гуджа [13] ) находится примерно посередине 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 связана с Бетой, хотя это не точно. [16] переменный Мир R Серпентис, расположенный между Бета и Гамма, виден невооруженным глазом при максимуме 5-й величины, но, что типично для переменных Миры, он может исчезать до величины ниже 14. [17] Сама Gamma Serpentis является субгигантом F-типа, расположенным только Находится на расстоянии 11 парсеков и, следовательно, достаточно яркая, имея звездную величину 3,84 ± 0,05. [18] Звезда, как известно, показывает солнечные колебания . [19]

Дельта Серпентис , составляющая часть тела змеи между сердцем и головой, представляет собой множественную звездную систему [20], расположенную 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 общей видимой величиной 3,80 обеспечивают почти весь свет. [22] Главный белый субгигант - переменная Дельта Щита со средней видимой величиной 4,23. [23] Позиционируется очень близко Delta, как в ночном небе и , вероятно , в реальном пространстве на ориентировочное расстоянии около 70 парсек, [24] является звездой бария 16 Serpentis .[25] Другой заметной переменной звездой, видимой невооруженным глазом, является Chi Serpentis , переменная Alpha² Canum Venaticorum, расположенная на полпути между Дельтой и Бетой, которая колеблется от своей средней яркости 5,33 на 0,03 звездной величины в течение примерно 1,5 дней. [26]

Две звезды в Serpens Caput, которые образуют часть тела Змеи под сердцем, - это Эпсилон и Му Серпентис , обе звезды главной последовательности А-типа третьей величины . [27] [28] Оба имеют особенность: Эпсилон является Am звезды , [29] , а Му является бинарным. [30] Немного к северо-западу от Му находится 36 Serpentis , еще одна звезда главной последовательности A-типа. У этой звезды тоже есть особенность; это двойная система с основным компонентом, являющимся звездой Лямбда Бётиса , что означает, что в ней есть солнечные количества углерода , азота и кислорода., при этом содержащие очень низкие количества пиков железа . [31] 25 Серпентис , расположенный в нескольких градусах к северо-востоку от Му Серпентис, представляет собой спектроскопическую двойную систему [32], состоящую из горячего гиганта B-типа и звезды главной последовательности A-типа. Первичная звезда - это медленно пульсирующая В-звезда , из-за чего система изменяется на 0,03 звездной величины. [33]

Serpens Caput содержит множество переменных RR Лиры , хотя большинство из них слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть без профессиональной фотографии. Самый яркий - VY Serpentis , только 10-й величины. Период этой звезды увеличивается примерно на 1,2 секунды за столетие. [34] Переменная звезда другого типа - это Тау 4 Серпентис , холодный красный гигант, пульсирующий между звездной величиной 5,89 и 7,07 за 87 дней. [35] Эта звезда была найдена , чтобы отобразить обратный профиль Р Лебедя , [36] , где холодный газ на падающем к звезде создает красное смещение водородных линий поглощения ряда нормальных линии излучения. [37]

Было обнаружено, что у нескольких звезд в Змеях есть планеты . Самая яркая, Омега Змея , расположенная между Эпсилоном и Му, представляет собой оранжевый гигант с планетой размером не менее 1,7 массы Юпитера . [38] Н.Н. Серпентис , затменная двойная система с пост-общей оболочкой, состоящая из белого и красного карлика , [39] , весьма вероятно, будет иметь две планеты, вызывающие изменения в периоде затмений. [40] Хотя у солнечного аналога HD 137510 нет планеты, было обнаружено, что у него есть коричневый карлик в пределахкоричнево-карликовая пустыня . [41]

PSR B1534 + 11 - это система, состоящая из двух нейтронных звезд, вращающихся вокруг друг друга, одна из которых является пульсаром с периодом 37,9 миллисекунды. Расположенные около 1000 парсек удаленной системы была использована для проверки Альберта Эйнштейн теории «ы из ОТО , проверки релятивистских параметров системы с точностью до 0,2% от значений , предсказанных теорией. [42] рентгеновское излучение от системы было обнаружено присутствовать , когда не-Пульсар звезда пересекает экваториальный пульсарный пульсар, и орбита системы были обнаружено , что несколько отличаться. [43]

Хвостовые звезды [ править ]

Созвездие Змеи (Хвоста), видимое невооруженным глазом

Самая яркая звезда в хвосте, Эта Серпентис , похожа на главную звезду Альфы Серпентис в том, что это красный гигант спектрального класса К. 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 Xi Serpentis . Кси, где астеризм пересекает Му Серпентис в голове, представляет собой тройную звездную систему [8], расположенную примерно в 105 парсеках. [45] Два из звезд, с комбинированной очевидной величиной около 3,5, образуют спектрально - двойной с угловым разделением всего 2,2 милли угловых секунд , [46]и поэтому не могут быть решены с помощью современного оборудования. Первичный - белый гигант с избытком стронция . [45] Тета, образующая кончик хвоста, также является множественной системой, состоящей из двух звезд главной последовательности А-типа с общей видимой величиной около 4,1, разделенных почти половиной угловой минуты. [8]

Рядом с границей со Змееносцем находятся Зета , Ню и Омикрон Серпентис . Все три звезды главной последовательности 4-й величины, Nu и Omicron относятся к спектральному классу A [47] [48], а Zeta - к спектральному классу F. [49] Nu - одиночная звезда [8] с 9-й звездной величиной. визуальный компаньон, [50] в то время как Омикрон - переменная Дельта Щита с вариациями амплитуды 0,01 величины. [51] В 1909 году симбиотическая новая [52] RT Serpentis появилась около Омикрона, хотя ее максимальная величина достигла лишь 10. [53]

Звездная система 59 Серпентис , также известная как d Серпентис, представляет собой тройную звездную систему [54], состоящую из спектроскопической двойной звезды, содержащей звезду A-типа и оранжевого гиганта [55], а также вторичного оранжевого гиганта. [56] Система показывает нерегулярные изменения яркости между величинами 5,17 и 5,2. [57] В 1970 г. новая FH Serpentis появилась чуть севернее 59 Serpentis, достигнув максимальной яркости 4.5. [58] Также около 59 Змеи в Облаке Змеи находятся несколько переменных Ориона . MWC 297 - звезда Herbig Beв 1994 г. произошла большая рентгеновская вспышка, и ее светимость увеличилась в пять раз, прежде чем она вернулась в состояние покоя. [59] Звезда также, кажется, обладает околозвездным диском . [60] Другой переменной Ориона в этой области является VV Serpentis , звезда Хербига Ae, которая, как было обнаружено, демонстрирует пульсации Дельты Щита. [61] У VV Serpentis также, как и у MWC 297, был обнаружен пыльный диск, окружающий его [62], и он также является звездой Ориона UX , [63] что означает, что она показывает нерегулярные изменения своей яркости. [64]

Звезда HR 6958 , также известная как MV Serpentis, представляет собой переменную Alpha 2 Canum Venaticorum, которая слабо видна 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 избыточный кремний . [66] едва видны невооруженным глазом HD 172365 , [67] вероятный пост - синий отставший в открытом кластере IC 4756 , который содержит большой избыток лития . [68] HD 172189 , также находящаяся в IC 4756, является переменной Algol.затмевающая двоичная [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 галактическая плоскость проходит через нее, Serpens Cauda содержит множество массивных OB-звезд . Некоторые из них видны невооруженным глазом, например, NW Serpentis , ранняя звезда Be, которая, как было обнаружено, несколько изменчива. Разнообразие интересно; согласно одному исследованию, это может быть один из первых обнаруженных гибридов между переменными Beta Cephei и медленно пульсирующими B-звездами. [71] Хотя HD 167971 (MY Serpentis) и не видна невооруженным глазом, представляет собой переменную тройную систему Бета Лиры , состоящую из трех очень горячих звезд O-типа . Член скопления NGC 6604 , [72]две затменные звезды - голубые гиганты, одна из которых относится к очень раннему спектральному классу O7.5III. Оставшаяся звезда является либо голубым гигантом, либо сверхгигантом спектрального класса позднего O или раннего B. [73] Система HD 166734 также является затменной [74] двойной системой, состоящей из двух синих сверхгигантов O-типа, вращающихся вокруг друг друга. [75] менее экстремальный в единицах массы и температур HD 161701 , спектрален двоичная , состоящие из B-типа первичного и Ар вторичного, хотя это является единственным известным спектрально - двойного состоять из звезды с избытком ртути и марганцем , и Ап-звезда.[76]

К югу от туманности Орла на границе со Стрельцом находится затменная двойная звезда W Serpentis , первичная звезда которой - белый гигант, взаимодействующий со вторичной. Было обнаружено, что система содержит аккреционный диск и была одной из первых обнаруженных Змеиных , которые представляют собой затменные двойные системы, содержащие исключительно сильные спектральные линии в далеком ультрафиолете . [77] Предполагается, что такие Змеи находятся на более ранней стадии эволюции и сначала разовьются в двойные периодические переменные, а затем в классические переменные Алгола. [78] Также около туманности Орла находится затменная двойная система Вольфа – Райе.CV Serpentis , состоящий из звезды Вольфа – Райе и горячего субгиганта O-типа. Система окружена кольцевой туманностью, которая , вероятно, образовалась во время фазы Вольфа – Райе главной звезды. [79] Затмения в системе изменяются хаотично, и хотя есть две теории относительно того, почему, ни одна из них не полностью согласуется с текущим пониманием звезд. [80]

Serpens Cauda содержит несколько двойных рентгеновских лучей . Одна из них, GX 17 + 2 , представляет собой маломассивную рентгеновскую двойную систему, состоящую из нейтронной звезды и, как и во всех маломассивных рентгеновских двойных системах, маломассивной звезды. Система была классифицирована как источник Z типа Sco , что означает, что ее аккреция близка к пределу Эддингтона . [81] Также было обнаружено, что система примерно каждые 3 дня становится ярче примерно на 3,5 величины в К-диапазоне , возможно, из-за присутствия синхротронной струи . [82] Еще одна рентгеновская двойная система с малой массой, Serpens X-1., периодически подвергается рентгеновским вспышкам. Одна, в частности, длилась почти четыре часа, что, возможно, объясняется сжиганием углерода в «океане тяжелых элементов». [83]

Объекты глубокого космоса [ править ]

Головные объекты [ править ]

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 , шаровое скопление, расположенное примерно в 8 ° к юго-западу от α Serpentis, рядом со звездой 5 Serpentis . Едва заметна невооруженным глазом при хороших условиях [84] и расположена на расстоянии примерно 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] Скопление содержит два миллисекундных пульсара , один из которых находится в двойной системе, что позволяетсобственное движение кластера, подлежащего измерению. Двойная система может помочь в понимании нейтронной вырожденной материи ; текущая медианная масса, если она будет подтверждена, исключила бы любое «мягкое» уравнение состояния для такого вещества. [88] Кластер использовался для проверки магнитных дипольных моментов нейтрино, которые могли пролить свет на некоторые гипотетические частицы, такие как аксион . [89] Другое шаровое скопление - Паломар 5 , находится 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]

L134 / L183 является темной туманностью комплекса , который, вместе с третьим облаком, вероятно , образованные фрагментами одного оригинального облака , расположенного на 36 градусов в стороне от плоскости Галактики, большого расстояния для темных туманностей. [91] Считается, 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], которые, как считается, представляют первое известное наблюдение фазы сжатия между ядрами облаков и ядрами до звезд. [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. Самая яркая - NGC 5962 , спиральная галактика, расположенная на расстоянии около 28 мегапарсеков [97] с видимой величиной 11,34. [98] Чуть слабее NGC 5921 , спиральная галактика с перемычкой, с активным галактическим ядром типа ЛАЙНЕР, расположенным немного ближе, на расстоянии 21 мегапарсека. [99] В 2001 году в этой галактике наблюдалась сверхновая типа II, получившая обозначение SN 2001X. [100] Еще слабее спиралиNGC 5964 [101] и NGC 6118 , при этом в последней находится сверхновая SN 2004dk . [102]

Объект Хога , галактика в Змеи, член очень редкого класса, известного как кольцевые галактики .

Объект Хога , расположенный в 600 миллионах световых лет от Земли, является членом очень редкого класса галактик, известных 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] Arp 220 - еще одна необычная галактика в Змеи. Арп 220, прототип сверхъяркой инфракрасной галактики , несколько ближе, чем Объект Хога, на расстоянии 250 миллионов световых лет от Земли. Он состоит из двух больших спиральных галактик в процессе столкновения.их ядра вращаются на расстоянии 1200 световых лет, вызывая обширное звездообразование в обоих 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 данном случае обе являются активными галактиками , первая из которых является галактикой Сейферта 2, а вторая - галактикой типа ЛАЙНЕР. Оба переживают всплеск звездообразования, вызванный взаимодействием. [104]

Секстет Сейферта - это группа из шести галактик, четыре из которых гравитационно взаимодействуют, а две просто кажутся частью группы, несмотря на большее расстояние. Гравитационно связанное скопление находится 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 сольются, образуя большую эллиптическую галактику . [103] Радиоисточник 3C 326изначально 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 3C 326 N, имеет достаточно газа для звездообразования, но подавляется из-за энергии ядра радиогалактики. [106]

Гораздо более крупное скопление галактик - это Abell 2063 с красным смещением 0,0354 . [107] Предполагается, что скопление взаимодействует с ближайшей группой галактик MKW 3s на основании измерений лучевых скоростей галактик и положения галактики cD 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 Pi Serpentis находится AWM 4 , скопление, содержащее избыток металлов во внутрикластерной среде. Центральная галактика NGC 6051 - радиогалактика.это, вероятно, ответственно за это обогащение. [110] Подобно AWM 4, скопление Abell 2052 имеет центральную радиогалактику cD, 3C 317 . Считается, что эта радиогалактика перезапустилась после периода бездействия менее 200 лет назад. [111] Галактика насчитывает более 40 000 известных шаровых скоплений, что является самым высоким из всех известных галактик по состоянию на 2002 год. [112]

Составное изображение 3C 321 , сливающейся пары активных галактик.

Состоящая из двух квазаров с разделением менее 5 угловых секунд , пара квазаров 4C 11.50 является одной 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 компонента фона (4C 11,50 B), достаточный для создания линзового изображения, хотя у него действительно есть собственный 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 струи материала, направляемого первой на сверхмассивную черную дыру последней . [115]

Пример гравитационного линзирования обнаружен в радиогалактике 3C 324 . Первоначально считавшаяся единственной сверхсветящейся радиогалактикой с красным смещением z  = 1,206, в 1987 году было обнаружено, что на самом деле это две галактики, причем радиогалактика с вышеупомянутым красным смещением линзируется другой галактикой с красным смещением z  = 0,845. Первый пример обнаруженной радиогалактики с множественными изображениями [116], источником которой является эллиптическая галактика с пылевой полосой, скрывающей визуальное и ультрафиолетовое излучение ядра. [117] В еще более коротких длинах волн объект BL Lac PG 1553 + 113 является сильным излучателемгамма-лучи . Этот объект является самым удаленным, излучающим фотоны с энергиями в диапазоне ТэВ по состоянию на 2007 год. [118] Спектр уникален, с жестким излучением в некоторых диапазонах спектра гамма-лучей, что резко контрастирует 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-всплесков (GRB) были обнаружены в Serpens Caput, такие как GRB 970111 , один из самых ярких из наблюдаемых GRB. Оптический переходный процесс, связанный с этим гамма-всплеском, не обнаружен, несмотря на его интенсивность. Вначале родительская галактика также оказалась неуловимой, однако теперь выясняется, что хозяином является галактика Сейферта I, расположенная на красном смещении z  = 0,657. [121] Рентгеновское послесвечение гамма-всплеска также было намного слабее, чем у других более тусклых гамма-всплесков. [122] Более удаленным является GRB 060526 (красное смещение z  = 3,221), от которого были обнаружены рентгеновские и оптические послесвечения. Этот GRB был очень слабым для длительного GRB. [123]

Хвостовые объекты [ править ]

В Столпы Творения , хорошо известная область звездообразования в туманности Орла прославила эти Хаббла фотографии

Часть галактической плоскости проходит через хвост, и, таким образом, Serpens Cauda богата объектами глубокого космоса в нашей собственной галактике. Туманность Орла и связанное с ним скопление звезд, Messier 16 лежит 7000 световых лет от Земли в направлении центра Галактики. Размер туманности составляет 70 световых лет на 50 световых лет. В ней находятся Столпы Созидания , три пылевых облака, которые стали известны благодаря снимку, полученному космическим телескопом Хаббла . Звезды, рожденные в туманности Орла, в дополнение к звездам с приблизительным возрастом 5 миллионов лет, имеют среднюю температуру 45 000 кельвинов и производят огромное количество радиации, которая в конечном итоге разрушит пылевые столбы.[103] Несмотря на свою известность, туманность Орла довольно тусклая, с интегральной величиной примерно 6.0. Области звездообразования в туманности часто представляют собой испаряющиеся газовые глобулы ; в отличие от глобул Бока они содержат только одну протозвезду . [124]

К северу от Мессье 16, на расстоянии примерно 2000 парсеков, находится OB-ассоциация Serpens OB2 , содержащая 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 область HII S 54 . [125] Внутри этой области HII находится рассеянное скопление NGC 6604 , которое того же возраста, что и окружающая ассоциация OB, [126] и теперь считается, что скопление является самой плотной его частью. [127] Скопление, похоже, производит тепловую трубу ионизированного газа, вызванную взаимодействием газа галактического диска сгалактическое гало . [125]

Еще одно рассеянное скопление в Serpens Cauda - IC 4756 , содержащее по крайней мере одну звезду, видимую невооруженным глазом, HD 172365 [128] (другая звезда, видимая невооруженным глазом в окрестностях, HD 171586 , скорее всего, не связана). Расположенный на расстоянии примерно 440 парсеков [129] , возраст этого кластера оценивается примерно в 800 миллионов лет, что достаточно для открытого скопления. [130] Несмотря на присутствие Млечного Пути в Serpens Cauda, ​​можно найти одно шаровое скопление: NGC 6535 , невидимая невооруженным глазом, может быть различима в небольшие телескопы к северу от Zeta Serpentis. Довольно 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 планетарной туманностью . Названная туманностью Красный квадрат из-за ее сходства с туманностью Красный прямоугольник , планетарная туманность выглядит почти идеальным квадратом с темной полосой вокруг экваториальных областей. Туманность содержит концентрические кольца, похожие на те, что наблюдались у сверхновой SN 1987A . [133] Сама MWC 922 является переменной FS Canis Majoris , [134] что означает, что это Ве-звезда, содержащая исключительно яркие эмиссионные линии водорода, а также отдельные запрещенные линии , вероятно, из-за наличия тесной двойной системы. [135]К востоку от Кси Серпентис находится еще одна планетарная туманность, Абель 41 , в центре которой находится двойная звезда MT Serpentis . 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 спектра звездного возраста находится L483 , темная туманность, в которой находится протозвезда IRAS 18418-0440 . Хотя она классифицируется как протозвезда класса 0 , она имеет некоторые необычные для такого объекта особенности, такие как отсутствие высокоскоростных звездных ветров.И было предложено , что этот объект находится в переходном периоде между классом 0 и классом I . [137] переменная туманность существует вокруг протозвезды, хотя она видна только в инфракрасном свете. [138]

Вестерхаут 40 , одно из ближайших мест массивного звездообразования

Змеи облако массивного звездообразования молекулярного облако , расположенное в южной части Змеи конского. Известно, что это облако, которому всего два миллиона лет [139] и удалено на 420 парсеков [140], содержит множество протозвезд, таких как Serpens FIRS 1 [141] и Serpens SVS 20 . [142] Змеи Южная протоскопления была обнаружена НАСА Spitzer Space Telescope в южной части облака, [143] и, кажется , что звездообразование продолжается до сих пор в этом регионе. [144] Еще одно место звездообразования - Вестерхаут 40.комплекс, состоящий из заметной области HII, прилегающей к молекулярному облаку. [145] Расположенная на расстоянии около 500 парсеков [146], это одна из ближайших массивных областей звездообразования, но поскольку молекулярное облако закрывает область HII, делая ее и ее скопление трудно видимым, это не так хорошо. - учился как и другие. [147] Вложенное скопление, вероятно, содержит более 600 звезд с массой более 0,1 солнечной [148], при этом несколько массивных звезд, включая по крайней мере одну звезду O-типа, ответственны за освещение области HII и образование пузыря . [146]

Несмотря на наличие Млечного Пути, несколько активных галактик также видны в Serpens Cauda, ​​например, PDS 456 , найденная около Xi Serpentis. Эта активная галактика, наиболее яркая по своей природе [149] , оказалась чрезвычайно изменчивой в рентгеновском спектре . Это позволило пролить свет на природу сверхмассивной черной дыры в центре, вероятно, черной дыры Керра . [150] Возможно, что квазар претерпевает переход от сверхъестественной инфракрасной галактики к классическому радиоспокойному квазару, но у этой теории есть проблемы, и объект кажется исключительным объектом, который не полностью находится в пределах текущего системы классификации. [149]Рядом находится NRAO 530 , блазар , который, как известно, иногда вспыхивает в рентгеновских лучах. Одна из этих вспышек длилась менее 2000 секунд, что делает ее самой короткой вспышкой, когда-либо наблюдавшейся в блазаре по состоянию на 2004 год. [151] Блазар также, по-видимому, демонстрирует периодическую изменчивость в своем излучении радиоволн в течение двух разных периодов - шести и десяти лет. . [152]

Метеоритные дожди [ править ]

Есть два дневных метеорных потока, которые исходят от Змеи, Омега Змеи и Змеи Сигмы . Пик обоих ливней приходится на период с 18 по 25 декабря. [153]

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d Ридпат, Ян. «Змеи» . Звездные сказки . самоиздан . Проверено 15 мая 2014 .
  2. ^ Арнольд, Морис (Тоби). «Глоссарий анатомии Арнольда» . Анатомия и гистология - онлайн-обучение . Сиднейский университет. Архивировано из оригинала на 2015-09-02 . Дата обращения 8 августа 2015 .
  3. ^ Белый, Гэвин (2007). Вавилонские Звездные Знания: Иллюстрированный Путеводитель по Звездным Знаниям и Созвездиям Древней Вавилонии . Публикации Solaria. п. 180. ISBN 978-0-9559037-0-0.
  4. ^ a b Ридпат, Ян . «Созвездия: Андромеда – Инд» . Звездные сказки . самоиздан . Проверено 1 апреля 2014 года .
  5. ^ a b "Caelum, Граница Созвездия" . Созвездия . Международный астрономический союз . Проверено 20 апреля 2014 года .
  6. ^ Рассел, HN (1922). «Новые международные символы созвездий». Популярная астрономия . 30 : 469–71. Bibcode : 1922PA ..... 30..469R .
  7. ^ "* Alpha Serpentis - Звезда в двойной системе" . SIMBAD . Проверено 18 апреля 2014 года .
  8. ^ а б в г Эгглтон, ПП; Токовинин, А.А. (2008). «Каталог множественности ярких звездных систем». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 389 (2): 869. arXiv : 0806.2878 . Bibcode : 2008MNRAS.389..869E . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x . S2CID 14878976 . 
  9. ^ Да Силва, R .; Порто де Мелло, GF; Milone, AC; Da Silva, L .; Рибейро, LS; Роча-Пинто, HJ (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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201118751 . S2CID 118450072 . 
  10. ^ "* Lambda Serpentis - Звезда" . SIMBAD . Проверено 20 мая 2014 .
  11. ^ Холл, JC; Генри, GW; Локвуд, GW; Скифф, BA; Саар, SH (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 . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 138/1/312 . 
  12. ^ "* Psi Serpentis - Двойная или кратная звезда" . SIMBAD . Проверено 21 июня 2014 .
  13. ^ "Каталог звездных имен IAU" . Международный астрономический союз . Проверено 17 сентября 2018 .
  14. ^ "* Beta Serpentis - Звезда в двойной системе" . SIMBAD . Дата обращения 12 мая 2014 .
  15. ^ "* Beta Serpentis B - звезда в двойной системе" . SIMBAD . Дата обращения 12 мая 2014 .
  16. ^ Шая, EJ; 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 . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 192/1/2 . S2CID 119226823 . 
  17. ^ VSX (4 января 2010). "R Serpentis" . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 22 мая 2014 .
  18. ^ "* Gamma Serpentis - переменная звезда" . SIMBAD . Проверено 22 мая 2014 .
  19. ^ Bi, S. ‐L .; Basu, S .; Ли, Л.-Х. (2008). «Сейсмологический анализ звезд γ Serpentis и ι Leonis: параметры звезд и эволюция» . Астрофизический журнал . 673 (2): 1093–1105. Bibcode : 2008ApJ ... 673.1093B . DOI : 10.1086 / 521575 .
  20. ^ Малков, О.Ю .; Тамазян, ВС; Docobo, JA; Чулков, Д.А. (2012). «Динамические массы избранного образца орбитальных двойных систем» . Астрономия и астрофизика . 546 : A69. Bibcode : 2012A&A ... 546A..69M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219774 .
  21. ^ «* Дельта Серпентис - Двойная или множественная звезда» . SIMBAD . Проверено 18 мая 2014 .
  22. ^ "* Delta Serpentis B - звезда в двойной системе" . SIMBAD . Проверено 18 мая 2014 .
  23. ^ VSX (4 января 2010). «Дельта Серпентис» . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 18 мая 2014 .
  24. ^ "* 16 Серпентис - Звезда" . SIMBAD . Дата обращения 24 мая 2014 .
  25. ^ Tomkin, J .; Ламберт, DL (1986). «Содержание тяжелых элементов в мягких звездах бария Omicron Virginis и 16 Serpentis». Астрофизический журнал . 311 : 819. Bibcode : 1986ApJ ... 311..819T . DOI : 10.1086 / 164821 .
  26. ^ VSX (4 января 2010). «Чи Серпентис» . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 26 мая 2014 .
  27. ^ "* Эпсилон Серпентис - Звезда" . SIMBAD . Проверено 26 мая 2014 .
  28. ^ "* Mu Serpentis - Звезда" . SIMBAD . Проверено 26 мая 2014 .
  29. ^ Адельман, SJ; 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 : 1998MNRAS.300..359A . DOI : 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): 324–331. arXiv : 1606.08182 . Bibcode : 2010NewA ... 15..324G . DOI : 10.1016 / j.newast.2009.09.006 . S2CID 119252073 . 
  31. ^ Николов, Г .; Атанасова, Е .; Илиев И.К .; Paunzen, E .; Барзова И.С. (апрель 2008 г.). «Спектроскопическое определение орбит двух карликовых звезд со слабым металлом: HD64491 и HD141851». Вклад астрономической обсерватории Скалнате Плесо . 38 (2): 433–434. Bibcode : 2008CoSka..38..433N .
  32. ^ Петри, RM; Фиббс, Эдгар (1950). «Переопределение спектрографических орбит Йоты Пегаса и 25 Серпентисов». Издания Доминионской астрофизической обсерватории Виктория . 8 : 225–234. Bibcode : 1950PDAO .... 8..225P .
  33. ^ VSX; Отеро, С.А. (10 февраля 2012 г.). "PT Serpentis" . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 28 мая 2014 .
  34. Перейти ↑ Wunder, E. (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 .... 1W .
  35. ^ VSX; Отеро, С.А. (28 июня 2012 г.). «Тау4 Серпентис» . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 24 июня 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 исследования галактических звезд и формирования планет. «Лекция 7: Обрушение ядер и падение» (PDF) . Департамент физики и астрономии, Толедский университет . Проверено 17 июля 2015 года .
  38. ^ Сато, 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 . DOI : 10.1093 / pasj / 65.4.85 . S2CID 119248666 . 
  39. ^ Парсонс, SG; Марш, TR; Пшеница медная, СМ; Диллон, ВС; Littlefair, SP; Gänsicke, BT; 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 : 2010MNRAS.402.2591P . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.16072.x . S2CID 15186725 . 
  40. ^ Марш, TR; Parsons, SG; Буры, МКП; Littlefair, SP; Пшеница медная, СМ; Диллон, ВС; Breedt, E .; Caceres, C .; Шрайбер, MR (2013). «Планеты вокруг NN Serpentis: все еще там» (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (1): 475. arXiv : 1310.1391 . Bibcode : 2014MNRAS.437..475M . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1903 . S2CID 53954504 .  
  41. ↑ Endl, 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 . DOI : 10.1086 / 422310 . S2CID 119062344 . 
  42. ^ Fonseca, E .; Лестница, IH; Торсетт, SE (2014). «Комплексное исследование релятивистской гравитации с использованием PSR B1534 + 12». Астрофизический журнал . 787 (1): 82. arXiv : 1402.4836 . Bibcode : 2014ApJ ... 787 ... 82F . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 787/1/82 . S2CID 119198979 . 
  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 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 741/1/65 . S2CID 119200269 . 
  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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912777 . S2CID 30911563 . 
  45. ^ a b «Си Серпентис - Спектроскопическая двойная система» . SIMBAD . Проверено 21 июня 2014 .
  46. ^ Хальбвакс, JL (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 . Проверено 20 июня 2014 .
  48. ^ "Omicron Serpentis - Переменная звезда типа дельта Sct" . SIMBAD . Проверено 20 июня 2014 .
  49. ^ "Зета Серпентис - Звезда" . SIMBAD . Проверено 20 июня 2014 .
  50. ^ «БД-12 4724 - Звезда в двойной системе» . SIMBAD . Проверено 20 июня 2014 .
  51. ^ VSX (4 января 2010). «Омикрон Серпентис» . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 20 июня 2014 .
  52. ^ Павленко, Е.П .; Бочков В.В.; Васильяновская ОП (1996). «9,6-летняя периодичность симбиотической новой RT Ser (1909) во время затухания вспышки с 1940 по 1994 гг.». Астрофизика . 39 (1): 15–19. Bibcode : 1996Ap ..... 39 ... 15P . DOI : 10.1007 / BF02044949 . S2CID 120532937 . 
  53. ^ VSX; Осборн, В. (1 апреля 2014 г.). «РТ Серпентис» . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 28 мая 2014 .
  54. ^ Тилли, EC (1943). «Спектрографическое исследование тройной системы в 59 D Serpentis». Астрофизический журнал . 98 : 347. Bibcode : 1943ApJ .... 98..347T . DOI : 10.1086 / 144577 .
  55. Перейти ↑ Abt, HA (2009). «МК Классификации спектроскопических двойных систем». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 180 (1): 117–118. Bibcode : 2009ApJS..180..117A . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 180/1/117 .
  56. ^ «HD 169986 - Звезда в двойной системе» . SIMBAD . Проверено 25 мая 2014 .
  57. ^ VSX (4 января 2010). "d Serpentis" . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 25 мая 2014 .
  58. ^ VSX (28 апреля 2010). "FH Serpentis" . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 23 июня 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 . DOI : 10.1086 / 308607 . S2CID 1508384 . 
  60. ^ Acke, B .; Verhoelst, T .; ван ден Анкер, Мэн; Deroo, P .; Waelkens, C .; Chesneau, O .; Татулли, Э .; Бенисти, М .; Puga, E .; Waters, LBFM; Verhoeff, A .; де Котер, А. (2008). «MWC 297: молодая звезда с большой массой, вращающаяся с критической скоростью». Астрономия и астрофизика . 485 (1): 209–221. arXiv : 0804.1212 . Бибкод : 2008A & A ... 485..209A . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200809654 . S2CID 4794509 . 
  61. ^ Ripepi, V .; Bernabei, S .; Маркони, М .; Ruoppo, A .; Palla, F .; Монтейро, MJPFG; Marques, JP; 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 . Бибкод : 2007A & A ... 462.1023R . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065728 . S2CID 16241531 . 
  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 . DOI : 10.1086 / 587935 . S2CID 118405939 . 
  63. ^ VSX; Otero, SA (23 ноября 2011 г.). «В.В. Серпентис» . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 28 мая 2014 .
  64. ^ Ридпат, Ян, изд. (2012). «Звезда UX Orionis» . Словарь астрономии (2-е изд.). Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. DOI : 10.1093 / acref / 9780199609055.001.0001 . ISBN 9780191739439. Дата обращения 8 августа 2015 .
  65. ^ VSX (4 января 2010). "MV Serpentis" . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 25 мая 2014 .
  66. ^ Лопес-Гарсия, З .; Адельман, SJ; Пинтадо, О.И. (2001). «Исследование элементарного состава CP-звезд» . Астрономия и астрофизика . 367 (3): 859–864. Бибкод : 2001A & A ... 367..859L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20000438 .
  67. ^ «HR 7008 - Звезда в скоплении» . SIMBAD . Проверено 14 декабря 2014 .
  68. ^ Андриевский, СМ; Горлова, Н.И.; Клочкова В.Г .; Ковтюч, В.В.; Панчук, В.Е. (1999). «Богатый литием сверхгигант HD172365». Astronomische Nachrichten . 320 (1): 35–41. Bibcode : 1999AN .... 320 ... 35A . DOI : 10.1002 / 1521-3994 (199903) 320: 1 <35 :: помощь-asna35> 3.0.co; 2-е .
  69. ^ Ibanolu, C .; Evren, S .; Taş, G .; Чакырлы, Ö .; Бозкурт, З .; Афшар, М .; Sipahi, E .; Даль, штат Гавайи; Özdarcan, O .; Чамурдан, ДЗ; 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 : 2009MNRAS.392..757I . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.14087.x .
  70. ^ Коста, JES; Michel, E .; Peña, J .; Creevey, O .; Ли, ЗП; Chevreton, M .; Бельмонте, JA; Альварес, М .; Fox Machado, L .; Parrao, L .; Pérez Hernéndez, F .; Fernández, A .; Фреми, младший; 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 . Бибкод : 2007A & A ... 468..637C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065784 .
  71. ^ Gutiérrez-Soto, J .; Fabregat, J .; Suso, J .; Suárez, JC; 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. Бибкод : 2007A & A ... 472..565G . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077414 .
  72. ^ Де Беккер, М .; Rauw, G .; Blomme, R .; Питтард, Дж. М.; Стивенс, IR; Рунакрес, MC (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 . Бибкод : 2005A & A ... 437.1029D . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20052810 . S2CID 16980385 . 
  73. ^ Ибаноглу, C .; 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 : 2013MNRAS.436..750I . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1616 . S2CID 119246895 . 
  74. ^ VSX (4 января 2010). «V411 Serpentis» . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 25 мая 2014 .
  75. ^ Конти, ПС; Ebbets, D .; Massey, P .; Ниемела, VS (1980). «Спектроскопические исследования двойных O-типа. V - Of System HD 166734». Астрофизический журнал . 238 : 184. Bibcode : 1980ApJ ... 238..184C . DOI : 10.1086 / 157971 .
  76. ^ Hubrig, S .; Кэрролл, TA; Gonzalez, JF; 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 первичной Hg Mn и вторичной Ap» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 440 : L6. Bibcode : 2014MNRAS.440L ... 6H . DOI : 10.1093 / mnrasl / slu012 .
  77. ^ Вейланд, JL; Шор, СН; Бивер, EA; Лион, RW; Розенблатт, Э.И. (1995). "Наблюдения с помощью спектрографа высокого разрешения Годдарда взаимодействующей двоичной системы W Serpentis". Астрофизический журнал . 447 : 401. Bibcode : 1995ApJ ... 447..401W . DOI : 10.1086 / 175883 .
  78. ^ Mennickent, RE; Колачковский, З. (2009). «Взаимодействие двоичных звездных сред и соединение W Ser - DPV - Algol». Интерферометрический вид на горячие звезды . 38 : 23–26. arXiv : 0904.1539 . Bibcode : 2010RMxAC..38 ... 23M .
  79. ^ Каппа, CE (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 . DOI : 10.1086 / 340725 .
  80. Перейти ↑ David-Uraz, Alexandre (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 : 2012MNRAS.426.1720D . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21736.x .
  81. ^ Лин, Даченг (2012). "Спектральная эволюция вдоль Z-трека двойной рентгеновской звезды GX 17 + 2 яркой нейтронной звезды". Астрофизический журнал . 756 (1): 34. arXiv : 1207.1107 . Bibcode : 2012ApJ ... 756 ... 34L . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 756/1/34 . S2CID 10083273 . 
  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 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 701/2 / L110 . S2CID 18361338 . 
  83. ^ Корнелисс, Р. (2002). «Четырехчасовая очередь из Змеи X-1». Астрономия и астрофизика . 382 (1): 174–177. arXiv : astro-ph / 0111263 . Бибкод : 2002A & A ... 382..174C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011591 . S2CID 16830958 . 
  84. ^ Frommert, H .; Кронберг, К. (21 августа 2007 г.). «Мессье 5» . САСЫ . Проверено 16 декабря 2014 .
  85. ^ Пауст, NEQ; Рейд, Индиана; 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 . DOI : 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 : 2011MNRAS.411.1744S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17815.x . S2CID 118519067 . 
  87. ^ Харрис, Уильям Э. (1996). «Каталог параметров шаровых скоплений в Млечном Пути». Астрономический журнал . 112 : 1487. Bibcode : 1996AJ .... 112.1487H . DOI : 10.1086 / 118116 .
  88. ^ Фрейре, PCC; Wolszczan, A .; van den Berg, M .; Хессельс, JWT (2008). «Массивная нейтронная звезда в шаровом скоплении M5». Астрофизический журнал . 679 (2): 1433–1442. arXiv : 0712.3826 . Bibcode : 2008ApJ ... 679.1433F . DOI : 10.1086 / 587832 . S2CID 118743395 . 
  89. ^ Viaux, N .; Catelan, M .; Стетсон, ПБ; Raffelt, GG; Redondo, J .; Valcarce, AAR; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322004 . S2CID 59056210 . 
  90. ^ Ibata, R .; Гибсон, Б. (2007). «Призраки прошлых галактик» . Scientific American . 296 (4): 40–5. Bibcode : 2007SciAm.296d..40I . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0407-40 . PMID 17479629 . S2CID 45284760 .  
  91. ^ Кларк, ФО; Джонсон, Д.Р. (1981). «Система межзвездных облаков L134-L183-L1778». Астрофизический журнал, часть 1 . 247 : 104–111. Bibcode : 1981ApJ ... 247..104C . DOI : 10,1086 / 159014 .
  92. ^ Cernis, K .; Страйзис, В. (1992). "Вдали от темных облаков высоких широт LYNDS 134 в Змеи" . Балтийская астрономия . 1 (2): 163. Bibcode : 1992BaltA ... 1..163C . DOI : 10,1515 / астро-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 . Бибкод : 2003A & A ... 398..571L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20021411 . ISSN 0004-6361 . S2CID 15841960 .  
  94. ^ Pagani, L .; Bacmann, A .; Motte, F .; Cambrésy, L .; Fich, M .; Lagache, G .; Miville-Deschênes, M.-A .; Pardo, J.-R .; Аппони, AJ (2004). "L183 (L134N) Revisited" . Астрономия и астрофизика . 417 (2): 605–613. Бибкод : 2004A & A ... 417..605P . DOI : 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 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 701/2/1044 . ISSN 0004-637X . S2CID 119251856 .  
  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 . Бибкод : 2002A & A ... 382..583J . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011539 . ISSN 0004-6361 . S2CID 17367806 .  
  97. ^ "Результаты NED для объекта NGC 5962" . Внегалактическая база данных НАСА / IPAC . Дата обращения 3 июня 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 . DOI : 10.1086 / 516636 . S2CID 119085482 . 
  99. ^ "Результаты NED для объекта NGC 5921" . Внегалактическая база данных НАСА / IPAC . Дата обращения 3 июня 2015 .
  100. ^ Гал-Ям, А .; Shemmer, O .; Данн, Дж. (2001). «Сверхновая 2001X в NGC 5921». Циркуляр МАС . 7602 : 2. Bibcode : 2001IAUC.7602 .... 2G .
  101. ^ Эрнандес-Толедо, HM; 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 . DOI : 10.1086 / 521358 . S2CID 15196263 . 
  102. ^ Стокдейл, CJ; Heim, MS; Вандревала CM; Бауэр, ИП; ван Дайк, SD; Weiler, кВт; Pooley, D .; Immler, S .; Двааркадас В. (2009). «Сверхновые 1996aq и 2004dk». Центральное бюро электронных телеграмм . 1714 : 1. Bibcode : 2009CBET.1714 .... 1S .
  103. ^ a b 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. ^ Гонсалес Дельгадо, Роза М .; Перес, Энрике (август 1996). «Околоядерная область в галактике Сейферта 2 NGC 5953» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 281 (3): 781–798. Bibcode : 1996MNRAS.281..781G . DOI : 10.1093 / MNRAS / 281.3.781 .
  105. ^ Rawlings, S .; Saunders, R; Miller, P .; Джонс, ME; Илс, С.А. (1990). «Новая идентификация гигантского радиоисточника 3C326». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 246 (3): 21. Bibcode : 1990MNRAS.246P..21R .
  106. ^ Guillard, P .; Boulanger, F .; Ленерт, доктор медицины; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201423612 . S2CID 37207279 . 
  107. ^ Канов, Калин Н .; Саразин, Крейг Л .; Хикс, Амалия К. (2006). " Наблюдение Чандрой взаимодействия радиоисточника и охлаждающего ядра в Abell 2063". Астрофизический журнал . 653 (1): 184–192. arXiv : astro-ph / 0609037 . Bibcode : 2006ApJ ... 653..184K . DOI : 10.1086 / 508862 . S2CID 15635049 . 
  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). «Свидетельства газового отопления центральным АГН в MKW 3s». Astronomische Nachrichten . 327 (5–6): 573–574. Bibcode : 2006AN .... 327..573G . DOI : 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 радиоструйных двигателей в обогащении внутрикластерной среды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 411 (3): 1833–1842. arXiv : 1010.0610 . Bibcode : 2011MNRAS.411.1833O . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17812.x . S2CID 118394119 . 
  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 . Бибкод : 2004A & A ... 422..515V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040089 . S2CID 14761769 . 
  112. ^ Ли Мен Gyoon; 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. ^ Шейвер, Пенсильвания; Робертсон, Дж. Г. (1985). «Близкая пара QSO Q1548 + 114A, B» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 212 : 15–20. Bibcode : 1985MNRAS.212P..15S . DOI : 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 : 2000A & A ... 356..840C .
  115. ^ Эванс, Дэниел А .; Фонг, Вен-Фай; Хардкасл, Мартин Дж .; Крафт, Ральф П .; Ли, Джулия С .; Worrall, Diana M .; Биркиншоу, Марк; Croston, Judith H .; Muxlow, Том WB (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 . DOI : 10.1086 / 527410 . S2CID 15820696 . 
  116. ^ Февр, О. Ле; 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 : 1987Natur.326..268L . DOI : 10.1038 / 326268a0 . S2CID 4334323 . 
  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 . DOI : 10.1093 / pasj / 52.1.43 . ISSN 0004-6264 . S2CID 7386303 .  
  118. ^ Treves, A .; Falomo, R .; Усленги, М. (2007). «На дистанции PG 1553 + 11». Астрономия и астрофизика . 473 (3): L17 – L19. arXiv : 0709.1271 . Bibcode : 2007A&A ... 473L..17T . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078290 . ISSN 0004-6361 . S2CID 18568519 .  
  119. ^ Абдо, AA; Ackermann, M .; Ajello, M .; Этвуд, ВБ; 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 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 708/2/1310 . ISSN 0004-637X . 
  120. ^ Abramowski, A .; Aharonian, F .; Бенхали, Ф. Айт; Ахперджанян, АГ; Angüner, EO; Бэкес, М .; Balenderan, S .; Balzer, A .; Barnacka, A .; и другие. (2015). «Вспышка PG 1553 + 113 в 2012 г., наблюдаемая с HESS и Fermi-LAT». Астрофизический журнал . 802 (1): 65. arXiv : 1501.05087 . Bibcode : 2015ApJ ... 802 ... 65A . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 802/1/65 . ISSN 1538-4357 . S2CID 115133160 .  
  121. ^ Gorosabel, J .; Кастро-Тирадо, AJ; 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 : 719–728. arXiv : astro-ph / 9809034 . Bibcode : 1998A&A ... 339..719G .
  122. ^ Feroci, M .; Антонелли, Луизиана; Guainazzi, M .; Muller, JM; Costa, E .; Piro, L .; In 't Zand, JJM; 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, CC; Канн, Д.А. Jóhannesson, G .; Selj, JH; Jaunsen, AO; Финбо, JPU; Акерлоф, CW; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200810340 . S2CID 9031695 . 
  124. ^ Леви, Дэвид Х. (2005). Объекты Deep Sky . Книги Прометея. С.  112–113 . ISBN 1-59102-361-0.
  125. ^ а б Форбс, Д. (2000). "Ассоциация Serpens OB2 и ее тепловой" дымоход " " . Астрономический журнал . 120 (5): 2594–2608. Bibcode : 2000AJ .... 120.2594F . DOI : 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 к астрономии и астрофизике . 144 (3): 451. arXiv : astro-ph / 0004012 . Bibcode : 2000A и AS..144..451B . DOI : 10.1051 / AAS: 2000193 . S2CID 6514418 . 
  127. ^ Reipurth, B. (2008). «Молодое скопление NGC 6604 и ассоциация Serpens OB2». Справочник по областям звездообразования, Том II: Публикации монографии ASP Южное небо . 5 : 590. Bibcode : 2008hsf2.book..590R .
  128. ^ Герцог, AD; Сандерс, WL; Сеггвисс, 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. ^ Фелпс, RL; Джейнс, KA; Монтгомери, KA (1994). «Развитие диска Галактики: поиск старейших рассеянных скоплений». Астрономический журнал . 107 : 1079. Bibcode : 1994AJ .... 107.1079P . DOI : 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 . DOI : 10.1086 / 318752 .
  132. ^ Сарадждини, 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 . DOI : 10.1086 / 133392 .
  133. ^ Tuthill, PG; Ллойд, JP (2007). «Симметричная биполярная туманность вокруг MWC 922» . Наука . 316 (5822): 247. Bibcode : 2007Sci ... 316..247T . DOI : 10.1126 / science.1135950 . PMID 17431173 . S2CID 15439363 .  
  134. ^ Пламмер, А .; Otero, SA (27 марта 2013 г.). «MWC 922» . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Дата обращения 11 мая 2014 .
  135. ^ Otero, SA; Watson, C .; Уилс П. «Обозначения переменных звезд в VSX» . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Дата обращения 11 мая 2014 .
  136. ^ Джонс, Д .; Lloyd, M .; Сантандер-Гарсия, М .; López, JA; Meaburn, J .; Mitchell, DL; О'Брайен, Т.Дж.; Pollacco, D .; Рубио-Диес, ММ; и другие. (2010). "Abell 41: формирование планетарной туманности двойной центральной звездой". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 408 (4): 2312. arXiv : 1006.5873 . Bibcode : 2010MNRAS.408.2312J . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17277.x . S2CID 119310966 . 
  137. ^ Тафалла, М .; Майерс, ПК; Mardones, D .; Бачиллер, Р. (2000). «L483: протозвезда, переходящая из класса 0 в класс I». Астрономия и астрофизика . 359 : 967. arXiv : astro-ph / 0005525 . Бибкод : 2000A & A ... 359..967T .
  138. ^ Коннелли, MS; Ходапп, кВт; Фуллер, Джорджия (2009). "Инфракрасная туманность с фотометрическими и морфологическими переменными в L483". Астрономический журнал . 137 (3): 3494. arXiv : 0811.1232 . Bibcode : 2009AJ .... 137.3494C . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 137/3/3494 . S2CID 17056166 . 
  139. ^ Oliveira, I .; Merín, B .; Pontoppidan, KM; 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 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 762/2/128 . S2CID 119114877 . 
  140. ^ Дзиб, С .; Loinard, L .; Mioduszewski, AJ; Боден, А.Ф .; Родригес, Л.Ф .; Торрес, РМ (2010). «Определение расстояния до ближайших областей звездообразования с помощью VLBA. IV. Предварительное расстояние до Proto-Herbig Ae Be Star EC 95 в ядре Змеи». Астрофизический журнал . 718 (2): 610. arXiv : 1003.5900 . Bibcode : 2010ApJ ... 718..610D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 718/2/610 . S2CID 1444233 . 
  141. ^ Dionatos, O .; Йоргенсен, JK; Тейшейра, ПС; Güdel, M .; Бергин, Э. (2014). «Атомная струя из SMM1 (FIRS1) в Змеи обнаруживает прототипного спутника». Астрономия и астрофизика . 563 : A28. arXiv : 1401,3249 . Бибкод : 2014A & A ... 563A..28D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322799 . S2CID 119287830 . 
  142. ^ Ciardi, DR; Телеско, CM; Packham, C .; Gomez Martin, C .; Радомский, JT; De Buizer, JM; Филлипс, CJ; Харкер, DE (2005). "Излучение кристаллического силиката в протозвездном двойном змее SVS 20". Астрофизический журнал . 629 (2): 897–902. arXiv : astro-ph / 0504665 . Bibcode : 2005ApJ ... 629..897C . DOI : 10.1086 / 431548 . S2CID 14553402 . 
  143. ^ Гутермут, РА; Бурк, TL; Allen, LE; Майерс, ПК; Megeath, ST; Мэтьюз, Британская Колумбия; Йоргенсен, JK; Di Francesco, J .; Ward-Thompson, D .; и другие. (2008). " Обзор больших межзвездных облаков в поясе Спитцера Гулда : открытие плотного встроенного скопления в разломе Змеи-Аквила". Астрофизический журнал . 673 (2): L151. arXiv : 0712.3303 . Bibcode : 2008ApJ ... 673L.151G . DOI : 10.1086 / 528710 . S2CID 339753 .  
  144. ^ Накамура, Ф .; Sugitani, K .; Shimajiri, Y .; Tsukagoshi, T .; Higuchi, A .; Nishiyama, S .; Kawabe, R .; Takami, M .; Karr, JL; и другие. (2011). "Молекулярные оттоки с юга протокластера". Астрофизический журнал . 737 (2): 56. arXiv : 1105.4481 . Bibcode : 2011ApJ ... 737 ... 56N . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 737/2/56 . S2CID 119195551 . 
  145. ^ Зейлик II, М .; Лада, CJ (1978). «Наблюдения W40 и W48 в ближнем инфракрасном диапазоне и СО». Астрофизический журнал, часть 1 . 222 : 896–901. Bibcode : 1978ApJ ... 222..896Z . DOI : 10.1086 / 156207 .
  146. ^ a b Шупинг, РГ; Vacca, WD; Кассис, М .; Ю, КЦ (2012). «Спектральная классификация ярчайших объектов в области галактического звездообразования W40». Астрономический журнал . 144 (4): 12. arXiv : 1208.4648 . Bibcode : 2012AJ .... 144..116S . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 144/4/116 . S2CID 119227485 . 
  147. ^ Родни, SA; Рейпурт, Б. (2008). «Облачный комплекс W40». Справочник по областям звездообразования, Том II: Публикации монографии ASP Южное небо . 5 : 683. Bibcode : 2008hsf2.book..683R .
  148. ^ Кун, Массачусетс; Гетман, КВ; Feigelson, ED; Reipurth, B .; Родни, С.А.; Гармир, ГП (2010). "Наблюдение Чандрой скрытого звездообразующего комплекса W40". Астрофизический журнал . 275 (2): 2485–2506. arXiv : 1010,5434 . Bibcode : 2010ApJ ... 725.2485K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 725/2/2485 . S2CID 119192761 . 
  149. ^ а б Юнь, MS; Редди, штат Северная Каролина; Сковилл, Новая Зеландия; Frayer, DT; Робсон, EI; Тиланус, RPJ (2004). «Многоволновые наблюдения богатой газом галактики-хозяина PDS 456: новый вызов для сценария перехода от ULIRG к QSO». Астрофизический журнал . 601 (2): 723–734. arXiv : astro-ph / 0310340 . Bibcode : 2004ApJ ... 601..723Y . DOI : 10.1086 / 380559 . S2CID 45476 . 
  150. ^ Ривз, JN; Wynn, G .; О'Брайен, PT; Фунты, КА (2002). «Экстремальная рентгеновская переменность светящегося квазара PDS 456». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 336 (3): L56. arXiv : astro-ph / 0209120 . Bibcode : 2002MNRAS.336L..56R . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2002.06038.x . S2CID 14158307 . 
  151. ^ Foschini, L .; Pian, E .; Maraschi, L .; Raiteri, CM; 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 . Бибкод : 2006A & A ... 450 ... 77F . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20064804 . S2CID 53117963 . 
  152. ^ Лу, JC; Ван, JY; An, T .; Lin, JM; Цю, HB (2012). «Периодическая радиопеременность в НРАО 530: анализ минимизации фазовой дисперсии». Исследования в области астрономии и астрофизики . 12 (6): 643. arXiv : 1202.3873 . Bibcode : 2012RAA .... 12..643L . DOI : 10.1088 / 1674-4527 / 12/6/004 . S2CID 55847749 . 
  153. ^ Дженнискенс, Питер (сентябрь 2012). «Картографирование орбит метеороидов: обнаружены новые метеорные потоки». Небо и телескоп : 24.

Внешние ссылки [ править ]

  • Глубокое фотографическое руководство по созвездиям: Змеи (Caput)
  • Кликабельные Змеи (Caput)
  • СМИ, связанные со змеями на Викискладе?
  • Иконографическая база данных Института Варбурга (около 20 средневековых и ранних современных изображений змей) , больше можно найти в разделе Serpentarius

Координаты : Карта неба 15 ч 45 м 00 с , + 10 ° 00 ′ 00 ″.