Эта Девы — Википедия

Эта Девы; η Девы
Кратная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Кратная звезда
Прямое восхождение 12ч 19м 54,36с[1]
Склонение −00° 40′ 0,51″[1]
Расстояние 265±10 св. лет (81±3 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 3.89[2]
Созвездие Дева
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +2,3[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение –57,58[1] mas в год
 • склонение –25,19[1] mas в год
Параллакс (π) 12.29 ± 0.45[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) −0.66[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс A2V[5]
Показатель цвета
 • B−V +0.029[2]
 • U−B +0.055[2]
Физические характеристики
Радиус 4,63 R☉
Температура 9036 К[12]
Металличность 0,11[13]
Вращение 18 км/с[14][15]
Элементы орбиты
Период (P) 7896,2 ± 0,2 дн.
или 21,61[6] лет
Большая полуось (a) 0,133 ± 0,001[6]″
Эксцентриситет (e) 0,087 ± 0,002[6]
Наклонение (i) 50,6 ± 0,1[6]°v
Коды в каталогах

Заниах, Zaniah
Ba Эта Девы; η Девы, Eta Virginis, η Virginis, Eta Vir, η Vir
Fl 15 Девы, 15 Virginis, 15 Vir
BD +00 2926, CCDM J12199-0040AB, FK5 460, HD 107259, HIC 60129, HIP 60129, HR 4689, IRAS 12173-0023, PPM 178753, SAO 138721, 2MASS J12195437-0040002, GC 16813, GCRV 7391, N30 2851, PLX 2840, TD1 16208, TYC 4940-1158-1, WDS J12199-0040AB

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 3 компонента
Их параметры представлены ниже:
Источники: [11]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Эта Девы (η Девы, Eta Virginis, η Virginis, , сокращ. Eta Vir, η Vir) — кратная звезда [c] в зодиакальном созвездии Девы, к западу от Порримы, она зажата между небесным экватором и эклиптикой. Звезда — одна из ближайших ярких звёзд к небесному экватору, всего в 2/3° к югу от него и всего 5° к востоку от точки осеннего равноденствия, то есть той точки, где Солнце пересекает небесный экватор на своём пути на юг в сентябре. Эта Девы находится в 1,97° к северу от эклиптики, поэтому она может быть покрыта Луной и (редко) планетами. 12 октября 272 г. до н. э. древнегреческий астроном Тимохарис наблюдал покрытие звезды Венерой[16]. Последнее покрытие планетой произошло 27 сентября 1843 года, также Венерой, которая снова покроет её 19 ноября 2445 года[17]. В двух градусах к северу от Эта Девы находится SS Девы, типичная холодная углеродная звезда и одна из самых красных звёзд экваториального неба.

Эта Девы имеет видимую звёздную величину +3.89m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (англ. Inner-city sky). Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 265 св. лет (81 пк) от Земли. Так как звезда расположена почти на небесном экваторе, то она видна практически на всей Земле. Лучшее время для наблюдения — март[18].

Средняя пространственная скорость Эта Девы имеет компоненты (U, V, W)=(−17.1, −19.8, −1.8)[19], что означает U=−23,11 км/с (движется по направлению от галактического центра), V=−17,1 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W=−1,8 км/с (движется в направлении южного галактического полюса).

Эта Девы движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 2 км/с[18], что почти в 5 раз меньше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приближалась к Солнцу на расстояние 245,2 св. лет 2,098 млн лет[4] назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,17m до величины 3,72m (то есть звезда светила примерно как Эпсилон Эридана светят сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад[20], проходя по небесной сфере 0,063 угловых секунд в год.

Имя звезды[править | править код]

Эта Девы (латинизированный вариант лат. Eta Virginis) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[20]. Хотя звезда имеет обозначение η (Эта — 7-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 10-я по яркости в созвездии. 15 Дева (латинизированный вариант лат. 15 Virginis) является обозначением Флемстида[20]. У звезды также есть обозначение, данное ей Гулдом — 245 G. Девы (латинизированный вариант лат. 45 G. Virginis). Её собственное имя — Заниах (араб. زاوية‎, лат. Zaniah, /zəˈnaɪ.ə/), что означает «Угол» и происходит из того же источника, что и Завийява[21], причём первоначально оно относилось к Порриме. В каталоге звёзд «Calendarium» Аль Аксаси Аль Моккета  (англ.) (рус. эта звезда была названа «Тани Аль-Ауа» (лат. Thanih al Aoua), что на латынь было переведено как лат. Secunda Latratoris, что означает «вторая лающая (собака)»[22], поскольку Эта Девы относится к «Питомнику», состоящему из Порримы, Виндемиатрикса, Минелаува, Риджл аль Авва и Завийявы[21].

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звёздным именам (WGSN)[23] для каталогизации и стандартизации имён собственных звёзд. 12 сентября 2016 года WGSN присвоил имя «Zaniah» Эта Девы[24].

В китайской астрономии  (англ.) (рус. звезда относится к созвездию Небосвод Верховного дворца, а в нём к астеризму 太微左垣一 (Tài Wēi Zuǒ Yuán yī, англ. the First Star of Left Wall of Supreme Palace Enclosure, что означает «Левая стена небосвода Верховного дворца», состоящему из Эта Девы, Гамма Девы, Дельта Девы, Эпсилон Девы и Альфа Волос Вероники. Следовательно, сама Эта Девы известна как 太微左垣一 (Tài Wēi Zuǒ Yuán yī, англ.  First Star of Left Wall of Supreme Palace Enclosure «Первая Звезда Левой стены небосвода Верховного дворца»[25], обозначая в астеризме звезду 左執法 (Zuǒzhífǎ), что означает «The Left Law Administrator» «Администратор закона, стоящий по левую руку»[26], который именно так и был расшифрован Р. Х. Алленом[21].

Обозначения компонентов как Эта Девы A и B вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[27].

Свойства кратной системы[править | править код]

Aa
T = 71.79 дн.
a = 7,36 mas
Ab
T=21,61 лет
a = 133 mas
B
Обозначения: T — период обращения, a — большая полуось орбиты
Иерархия орбит системы Эта Девы

Эта Девы — звезда, имеющая несколько спутников. Пара Эта Девы A и Эта Девы B являются широкой спектрально-двойной парой, в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,133 ″[6], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 10,532 а.е. и периоду обращения равному 21,61 года[6] (для сравнения радиус орбиты Сатурна равен 9,048 а.е. и период обращения равен 29,46 года). У орбиты весьма небольшой эксцентриситет, который равен 0,087[6]. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 9,62 а.е., то удаляются на расстояние 11,45 а.е. Наклонение в системе также не очень велико и составляет 50,6 °[6].

Если мы будем смотреть со стороны Эта Девы B на Эта Девы A, то мы увидим пару бело-жёлтых звёзд, которые светят с яркостью −26,81m (то есть практически с солнечной яркостью равной 1,06 ) и −25m (то есть яркостью 0,2 ), соответственно, (в среднем, в зависимости от положения звёзд на орбите). Причём угловой размер звёзд (в среднем) будет — ~ 0,33°[d] и ~ 0,085°, то есть угловой размер звезды составит 66 % и 17 % от углового размера нашего Солнца, соответственно. При этом максимальное угловое расстояние между звёздами будет 61,3°. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны пары Эта Девы A на Эта Девы B, то мы увидим бело-жёлтую звёздочку, которая светит с яркостью −24,51m, то есть с яркостью 0,13 . Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,08°[d], что составляет 16,2 % от диаметра нашего Солнца.

Свойства компонента A[править | править код]

Параметры орбиты пары Эта Девы Aa и Ab
Параметр Значение
1935[28] 1992[29] 2003[6] 2011[30]
Период P 71,90 д. 71,79 д. 71,79 д. 71,79 д.
Большая полуось a — — 7,36±0,6 mas —
Эксцентриситет e 0.34 0.272 0.244±0.007 0.2518
Наклонение i — — 45,5±0,9 ° —
Аргумент перицентра ω 191,6 ° 200,9 ° — 197,96 °

Пара Эта Девы Aa и Эта Девы Ab является близкой спектрально-двойной звездой, в которой компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 7,36 mas[6], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 0,4588 а.е. и периоду обращения равному 71,79 дн.[6] (для сравнения радиус орбиты Меркурия равен 0,39 а.е. и период обращения равен 88 дн.). У орбиты достаточно большой эксцентриситет, который равен 0,244[6]. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды то сближаются на расстояние 0,35 а.е. то удаляются на расстояние 0,57 а.е. Наклонение в системе не очень велико и составляет 45,5 °[6], то есть почти равно наклонению пары AB, отличаясь на 5 °.

Если мы будем смотреть со стороны Эта Девы Ab на Эта Девы Aa, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью от −33,61m, то есть с яркостью 560  (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~7,59°[d], то есть угловой размер звезды будет в 15,17 раз больше углового размера нашего Солнца. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Эта Девы Aa на Эта Девы Ab, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью −31,81m, то есть с яркостью 106,68 . Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~2,3°[d] то есть угловой размер звезды будет в 4,6 раза больше углового размера нашего Солнца.

Свойства Эта Девы[править | править код]

Все три звезды являются карликами спектрального класса A. Одна или несколько звёзд могут быть слегка переменными: во время наблюдений яркость звезды колеблется на 0,07m, изменяясь в пределах от 3,86 m до 3,93m[31], без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной, не определён, но, скорее всего звезда/звёзды является/являются — переменной звездой/звёздами типа Дельты Щита.

Возраст звезды Эта Девы напрямую не определён, однако известно, что звёзды с массой 2,5 [8] живут на главной последовательности порядка 0,769 млрд лет, таким образом Эта Девы Aa уже скоро, через несколько сотен миллионов лет, станет красным гигантом, а затем, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом. Причём в этой фазе своего существования она, наверняка, поглотит Эта Девы Ab, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде, а вот до Эта Девы B она вряд ли «дотянется». Также известно, что звёзды с массой 1,66 [6] живут на главной последовательности порядка 2,42 млрд лет, а затем Эта Девы B станет красным гигантом, а потом, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом.

Возможно, что тройная звёздная система не имеет ни одной планеты, поскольку гравитационные взаимодействия в системе не только не позволят существовать планетам на стабильных орбитах, но и не позволят сформироваться.

Свойства компонента Aa[править | править код]

Эта Девы Aa, судя по её массе, равной 2,5 [8], родилась как карлик спектрального класса A0V[e], но затем в процессе эволюции звезда несколько увеличила свой радиус и остыла. Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности, однако звезда, по-видимому, собирается отказаться от своего водородного «горения» в ядре, если это ещё не произошло[33]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 9333 К[9], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет. Её светимость известна по результатом миссии Gaia и равна 146,225 ± 5,797 [34].

В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1922 году Э. Герцшпрунгом, а поскольку звезда тройная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Эта Девы Aa, измеренный напрямую
Год m Спектр D (mas) Rабс
() 		Комм.
1922 4.00 A0 0,6 — [35]
1972 3.88 A2V 0.59 2.2 [36]
1980 3.94 A2V 0. 53 1.7 [37]
1985 3.89 A2IV 0.63 — [38]

Eё радиус в настоящее время, по результатам миссии Gaia оценивается в 6,56+0,35
−0,72 [34], так что измерение 1972 года было наиболее адекватным, но не точным.

Звезда имеет поверхностную гравитацию более характерную для субгиганта/гиганта —3,0 СГС[9] или 10 м/с2, что составляет 3,65 % от солнечного значения (274,0 м/с2), и это, по-видимому, может объясняться большой поверхностью звезды, при не такой уж большой массе.

Эта Девы Aa имеет металличность несколько большую по сравнению Солнцем и равную +0,11[9], то есть 128 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из других областей Галактики, где было довольно много металлов, и рождена в молекулярном облаке благодаря большему по плотности звёздному населению и большему количеству сверхновых звёзд.

Эта Девы Aa вращается со скоростью в 9 раз больше солнечной и равной 18 км/с[10], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — 16 дней.

Свойства компонента Ab[править | править код]

Эта Девы Ab, судя по её массе, которая равна 1,89[8], родилась как карлик спектрального класса A5V[39], что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 7880 К[39], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A. Радиус подобных звёзд оценивается в 1,69 [39]. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна 10 .

Свойства компонента B[править | править код]

Эта Девы B — судя по её массе, которая равна 1,66[6], родилась как карлик спектрального класса A8V[39], что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 7300 К[39], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A. Радиус подобных звёзд оценивается в 1,6 [39]. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна 6,5 .

История изучения кратности звезды[править | править код]

В 1935 году Харпер В. (англ. Harper, W. H.) открыли спектральную двойственность звезды Эта Девы A. В 1976 году МакАлистер Х. (англ. McAlister, H.A.), методами спекл-интерферометрии открыли спектральную двойственность звезды Эта Девы, то есть им был открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как MCA 37[f].

Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[40]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента II
AB 1976 90 152° — 3.89m 5.90m
2018 253° —

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Эта Девы есть спутники: компонент B, звезда 6-й величины, а также сама звезда Эта Девы A является спектрально двойственной звездой.

Эта Девы наблюдалась в течение нескольких десятков лет, как при спектроскопических, так и при спекл-интерферометрических исследованиях. Анализ спекл-наблюдений приводит к обнаружению длительного периода в 13,1 года. Этот период также обнаружен и при спектроскопических наблюдениях, когда был обнаружен 71,7919-дневный короткопериодический период. Элементы долгопериодической орбиты определялись отдельно с использованием наблюдений обеих методик.

Разница в величинах спекл-наблюдений предполагает, что линии третьей звезды должны быть видны в спектре. И действительно в голубых и красных спектрах были найдены линия Mg II на длине волн 4481 Å, которые, по-видимому, показывает третий компонент, но это очень широкая и слабая линия. Экваториальные скорости вращения короткопериодной пары довольно малы, порядка 8 км/с каждая (по-видимому, действует взаимное приливное замедление вращения)[41].

Примечания[править | править код]

Комментарии
  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ 1 2 3 Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: , где — видимая звёздная величина, — расстояние до объекта в пк, 10 пк
  3. ↑ Компоненты звезды не видны в телескоп, но могут изучаться с помощью спектрографа
  4. ↑ 1 2 3 4 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    , где RS — радиус звезды, выраженный в а.е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а.е.
  5. ↑ В XX веке звезда классифицировалась как субгигант спектрального класса A2IV[32]
  6. ↑ MCA — ссылка на каталог МакАлистера, 37— номер записи в его каталоге
Источники
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics (англ.), 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ↑ 1 2 3 4 Cousins, A. W. J. (1984), "Standardization of Broadband Photometry of Equatorial Standards", South African Astronomical Observatory Circulars (англ.), 8: 59, Bibcode:1984SAAOC...8...59C
  3. ↑ Wilson, Ralph Elmer. General Catalogue of Stellar Radial Velocities (англ.). — Washington: Carnegie Institution of Washington, 1953.
  4. ↑ 1 2 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters (англ.), 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015. XHIP recno=60129
  5. ↑ Levato, O. H. (August 1972), "Rotational Velocities and Spectral Types of Some A-Type Stars", Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.), 84 (500): 584, Bibcode:1972PASP...84..584L, doi:10.1086/129336
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Hummel, C. A.; Benson, J. A.; Hutter, D. J.; Johnston, K. J.; Mozurkewich, D.; Armstrong, J. T.; Hindsley, R. B.; Gilbreath, G. C.; Rickard, L. J.; White, N. M. First Observations with a Co-phased Six-Station Optical Long-Baseline Array: Application to the Triple Star η Virginis (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 125, no. 5. — P. 2630. — doi:10.1086/374572. — Bibcode: 2003AJ....125.2630H.
  7. ↑ 1 2 3 Multiple Star Catalog (HIP => 60129) (англ.). A.Tokovinin. Дата обращения: 25 апреля 2020. Архивировано из оригинала 3 октября 2020 года.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Behr, Bradford B.; et al. (July 2011), "Stellar Astrophysics with a Dispersed Fourier Transform Spectrograph. II. Orbits of Double-lined Spectroscopic Binaries", The Astronomical Journal (англ.), 142 (1): 6, arXiv:1104.1447, Bibcode:2011AJ....142....6B, doi:10.1088/0004-6256/142/1/6
  9. ↑ 1 2 3 4 5 Wolff, Sidney Carne (October 1967), "A Spectroscopic and Photometric Study of the AP Stars", Astrophysical Journal Supplement (англ.), 15: 21, Bibcode:1967ApJS...15...21W, doi:10.1086/190162
  10. ↑ 1 2 Royer, F.; Zorec, J.; Gómez, A. E. (February 2007), "Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions", Astronomy and Astrophysics (англ.), 463 (2): 671—682, arXiv:astro-ph/0610785, Bibcode:2007A&A...463..671R, doi:10.1051/0004-6361:20065224
  11. ↑ * eta Vir -- Spectroscopic binary (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Дата обращения: 25 апреля 2020. Архивировано 2 октября 2020 года.
  12. ↑ Zorec J., Royer F. Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 537. — 22 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201117691 — arXiv:1201.2052
  13. ↑ Wolff S. C. A Spectroscopic and Photometric Study of the AP Stars (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 1967. — Vol. 15. — P. 21–59. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/190162
  14. ↑ Royer F., Zorec J., Gómez A. E. Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2007. — Vol. 463, Iss. 2. — P. 671–682. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20065224 — arXiv:astro-ph/0610785
  15. ↑ Royer F., Grenier S., Baylac, M. -O., Gómez A. E., Zorec J. Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2002. — Vol. 393, Iss. 3. — P. 897—911. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20020943 — arXiv:astro-ph/0205255
  16. ↑ Fomenko, A. T.; Vi︠a︡cheslavovich, Vladimir Kalashnikov; Nosovskiĭ, Gleb Vladimirovich (1993), Geometrical and statistical methods of analysis of star configurations: dating Ptolemy's Almagest (англ.), CRC Press, p. 215, ISBN 0-8493-4483-2
  17. ↑ Pedersen, Olaf (2010), Jones, Alexander (ed.), A Survey of the Almagest: With Annotation and New Commentary by Alexander Jones, Sources and Studies in the History of Mathematics and Physical Sciences (англ.) (2nd ed.), Springer, p. 411, ISBN 0-387-84825-8
  18. ↑ 1 2 HR 4689. Каталог ярких звёзд. Дата обращения: 25 апреля 2020. Архивировано 6 февраля 2020 года.
  19. ↑ aniah (HIP 60129) (англ.). Архивировано из оригинала 10 марта 2015 года.
  20. ↑ 1 2 3 Zaniah (Eta Virginis, 15 Virginis) Star Facts (англ.). Universe Guide.
  21. ↑ 1 2 3 Allen, R. H. (1963), Star Names: Their Lore and Meaning (англ.) (Reprint ed.), New York, NY: Dover Publications Inc, p. 473, ISBN 978-0-486-21079-7, Дата обращения: 12 декабря 2010
  22. ↑ Knobel, E. B. Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1895. — June (vol. 55, no. 8). — P. 429. — doi:10.1093/mnras/55.8.429. — Bibcode: 1895MNRAS..55..429K.
  23. ↑ IAU Working Group on Star Names (WGSN) (англ.). Дата обращения: 22 мая 2016. Архивировано 13 мая 2020 года.
  24. ↑ Naming Stars (англ.). IAU.org. Дата обращения: 16 декабря 2017. Архивировано 11 апреля 2020 года.
  25. ↑  (кит.) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日 Архивная копия от 15 апреля 2012 на Wayback Machine
  26. ↑  (кит.) English-Chinese Glossary of Chinese Star Regions, Asterisms and Star Name Архивировано 10 августа 2010 года., Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.
  27. ↑  (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR].
  28. ↑ Basic data (System:718+1) (англ.). D.Pourbaix.
  29. ↑ Basic data (System:718+2) (англ.). D.Pourbaix.
  30. ↑ Basic data (System:718+3) (англ.). D.Pourbaix.
  31. ↑ NSV 5555 (англ.). ГАИШ.
  32. ↑ Zaniah (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 25 апреля 2020. Архивировано 30 июля 2022 года.
  33. ↑ ZANIAH (Eta Virginis) (англ.). Jim Kaler, Stars. Дата обращения: 25 апреля 2020. Архивировано 1 февраля 2020 года.
  34. ↑ 1 2 Brown, A. G. A.; et al. (August 2018), "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties", Astronomy & Astrophysics (англ.), 616, arXiv:1804.09365, Bibcode:2018A&A...616A...1G, doi:10.1051/0004-6361/201833051. {{citation}}: Явное указание et al. в: |first1= (справка) Gaia DR2 record for this source Архивная копия от 24 августа 2021 на Wayback Machine at VizieR
  35. ↑ CADARS catalog entry: recno=5588 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  36. ↑ CADARS catalog entry: recno=5585 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  37. ↑ CADARS catalog entry: recno=5587 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  38. ↑ CADARS catalog entry: recno=5586 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  39. ↑ 1 2 3 4 5 6 Adelman, S. J. The physical properties of normal a stars (англ.) // International Astronomical Union : journal. — 2005. — Vol. 2004. — doi:10.1017/S1743921304004314.
  40. ↑ MCA 37: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обращения: 25 апреля 2020. Архивировано 22 марта 2016 года.
  41. ↑ Basic data (System:1727) (англ.). D.Pourbaix.

Ссылки[править | править код]

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Эта_Девы&oldid=135786264