This is a good article. Click here for more information.

아우리개 엡실론

Epsilon Aurigae
아우리개 엡실론
Auriga constellation map.png
엡실론 오리개는 별자리 중 가장 밝은 별인 카펠라의 약간 남쪽에 위치해 있다.
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 오리가
우측 상승 05h 01m 58.129s[1]
탈위임 +43° 49′ 23.87″[1]
겉보기 크기(V) 2.92 - 3.83[2]
특성.
스펙트럼형 F0 Iab(또는 II-III)[3] + ~B5v
U-B색지수 +0.30[4]
B-V색지수 +0.54[4]
변수형 알골[5]
아스트로메트리
방사 속도(Rv)10.40km[6]/s
적정운동(μ) RA:−0.86±1.38[1]mas/yr
Dec.:−2.66±0.75[1]mas/yr
시차(시차)0.9879 ± 0.1792 마스[7]
거리약 3,300리
(약 1000pc)
절대치수(MV)-9.1[8]
궤도[9]
기간(P)9896.0±1.6 d
반주축(a)18.1+1.2
−1.3
[3] AU
편심률(e)0.227±0.011
기울기(i)89[3]°
노드의 경도(Ω)264°
페리아스트론 에폭(T)MJD 34723±80
페리아스트론 인수(Ω)
(2차)
39.2±3.4°
반암도(K1)
(iii)
13.84±0.23km/s
세부 사항
ε 아우르 A
미사2.2-15[10] M
반지름143 - 358[11] R
루미도(골수계)37,875[12] L
표면 중력(log g)≲ 1.0[3] cgs
온도7,750[3] K
회전 속도(v sin i)54km[13]/s
ε 아우르 B
미사6 - 14[10] M
반지름3.9±0.4[3] R
표면 중력(log g)4.0[3] cgs
온도15,000[3] K
기타 지정
Almaaz, Al Anz, ε Aur, 7 Aur, BD+43°1166, FK5 183, HD 31964, HIP 23416, HR 1605, SAO 39955[14]
데이터 원본:
히파르코스 카다로그,
Bright Star Catalogue(5차 개정판),
제9차 분광형 이항 궤도 목록,
VSX(Variable Star(Variable Star Index)
데이터베이스 참조
심바드자료

엡실론 오리어( (ε, 약칭 엡실론 오어, ε 아어)는 차리오터인 오리가 북쪽 별자리에 있는 복수 항성계통이다.그것은 F0 초거성(공식적으로 알마즈 /ælˈmɑz/, 이 시스템의 전통적인 이름)으로 이루어진 특이한 생략형 이진법이며, 일반적으로 알려지지 않은 물체를 공전하는 거대한 다크 디스크로, 아마도 두 개의 작은 B형 별들로 이루어진 이진법일 수 있다.시스템까지의 거리는 여전히 논쟁의 대상이지만, 가이아 우주선의 데이터는 지구로부터 약 1,350 ± 300광년 떨어져 있는 거리를 두고 있다.

1821년 독일의 천문학자 요한 하인리히 프리치가 관측했을 때 엡실론 오리가는 변광성일 것으로 처음 의심받았다.이후 에두아르트 헤이스와 프리드리히 빌헬름 알겔란더의 관찰은 프리슈의 초기 의심을 강화시켜 스타에 대한 관심을 끌었다.그러나 한스 루덴도르프는 그것을 아주 자세히 연구한 최초의 사람이었다.그의 연구는 그 시스템이 모호한 이진 변수라는 것을 밝혀냈다. 그것은 파트너가 빛을 흐리게 할 때 희미해지는 별이다.

약 27년마다, 엡실론의 밝기는 겉보기 시각적 크기 +2.92에서 +3.83으로 떨어진다.이 조광은 640-730일 동안 지속된다.이 계통은 이 일식 외에도 약 66일의 일정하지 않은 기간으로 낮은 진폭 맥동을 가진다.

엡실론의 에클리핑 동료는 그 물체가 그 크기의 물체에 대해 기대되는 만큼의 빛을 발산하지 않기 때문에 많은 논쟁의 대상이 되어왔다.2008년 현재, 이 동반 물체에 대해 가장 일반적으로 받아들여지는 모델은 거대하고 불투명한 먼지 원반으로 둘러싸인 2진 별 시스템이다; 그 물체가 크고 반투명 별 또는 블랙홀이라고 추측하는 이론들은 그 이후로 폐기되었다.

명명법

ε 아우리개(Aurgie, Epsilon Aurgie라틴화됨)는 시스템의 바이엘 명칭이다.그것은 또한 플램스티드 명칭인 7 오리가 들어있다.ADS 3605 A, CCDM J05020+4350A 및 WDS J05020+4349A로 여러 개의 별 카탈로그에 수록되어 있다.

리처드 힌클리 앨런은 옥스퍼드 학자 토마스 하이드(Thomas Hyde)가 1665년 아랍어 알 마아즈(Almah Beg)의 '빌리 염소'와 같은 별 카펠라(Nanny 염소를 뜻하는 라틴)의 이름에 해당하는 것으로 파악한 울루그 베그의 카탈로그를 번역하는 과정에서 전통적인 이름을 기록했다고 보도했다.알렌의 스펠링은 복수형인 امعزز al-maʽaz "gots"에 해당한다.알렌은 또한 중세 페르시아 천문학자 자카리아카즈위니가 알 안즈로 알고 있었다고 보고했다.[15]알마게스트에 있는 프톨레마이오스는 이 별은 차리오터의 왼쪽 팔꿈치를 표시했다고 말했다.[16]

국제천문연맹은 2016년 별 이름 워킹그룹(WGSN[17])을 조직해 별의 적절한 이름을 분류하고 표준화했다.다중 항성 시스템의 구성원과 관련된 이름 및 구성 요소 문자(예: from)의 경우.WGSN은 워싱턴 더블스타 카탈로그)는 명시적으로 나열되지 않았지만, 이 명칭은 시각적 밝기로 가장 밝은 구성요소에 기인하는 것으로 이해되어야 한다고 말하고 있다.[18]WGSN은 2017년 2월 1일 이 시스템에서 가장 밝은 구성 요소에 대해 알마즈라는 이름을 승인했으며, 현재 이 명칭은 IAU가 승인한 스타 네임 리스트에 포함되어 있다.[19]

중국어로 '기둥'을 뜻하는 meaning(Zhù)은 엡실론 오리개, 제타 오리개, 에타 오리개, 업실론 오리개, 누오리개, 타우오리개, 치오리개, 26개 등으로 구성된 별칭을 말한다.[20][21]이에 따라 오리개 엡실론 그 자체의 중국 이름柱一(Zhù yī, "기둥의 첫 별")[22]이다.

관측사

2009-11년 엡실론 오리가의 일식을 보여주는 AABSO 라이트 곡선

비록 이 별은 육안으로 쉽게 볼 수 있지만, 요한 프리치의 1821년 관측은 그가 이 시스템이 변수라는 것을 가장 먼저 알아차렸음을 시사한다.결국 1842년부터 1848년까지 독일의 수학자 에두아르 하이스와 프러시아 천문학자 프리드리히 빌헬름 아르겔란더가 몇 년에 한 번씩 관찰하기 시작했다.헤이스와 아르겔란더 둘 다 1847년까지 별이 현저하게 희미해졌다는 것을 밝혀내 그 시점의 두 남자의 전폭적인 관심을 끌었다.엡실론 아우리개는 크게 밝아졌고, 그 다음 9월에 이르러서는 "정상"으로 되돌아왔다.[23]관심을 끌면서 점점 더 많은 데이터가 수집되었다.관측 자료를 보면, 오랜 기간에 걸쳐 단지 엡실론 오리가의 변화가 있었을 뿐만 아니라, 밝기의 단기적 변화도 경험했다는 것을 알 수 있었다.후일식은 1874년과 1875년 사이에 일어났고, 거의 30년이 지난 1901년과 1902년 사이에 일어났다.[23]

오리개자리 엡실론도 관찰해 온 한스 루덴도르프는 이 별에 대한 자세한 연구를 가장 먼저 실시했다.1904년 《천문학》에 운터수충겐(Untersuchungen) über den Lichtwechel von ε 아우리개(Epsilon Ourgie의 빛 변화 조사)라는 제목의 글을 발표하면서, 이 별은 알골 변수에클립싱 바이너리임을 시사했다.[23]

천문학자인 제라드 쿠이퍼, 오토 슈트루브, 벵트 스트뢰그렌이 1937년에 발표한 첫 가설은 엡실론 오리가이그(Epsilon Ourgig)가 F2 초거성(supergiant)과 그 동반자를 완전히 식히는 극히 시원한 '세미트란스포어(semitransparent)' 항성을 포함하고 있다는 것을 시사했다.그러나, 에클립싱 항성은 에클립된 동반자에 의해 방출되는 빛을 산란시켜 관측된 규모의 감소를 초래한다.흩어진 빛은 비록 이 빛이 현저하게 흐려지기는 하겠지만 지구에서는 육안으로 볼 수 있는 별로서 감지될 것이다.

1961년 이탈리아의 천체물리학자 마르게리타 해크는 1955-57년의 일식을 관찰한 후, 2차 항성은 일식의 원인이 되는 물질 껍질로 둘러싸인 뜨거운 별이라고 제안했다.[24]

천문학자인 수슈 황은 1965년에 카이퍼-스트루브-스트뢰그렌 모델의 결함을 개괄적으로 설명한 논문을 발표했으며, 그 동반자가 지구의 관점에서 엣지온(edge-on)인 대형 디스크 시스템이라고 제안했다.1971년 로버트 윌슨(Robert Wilson)은 "중앙 개구부"가 디스크에 놓여 있다고 제안했는데, 이는 시스템이 일식을 통해 갑자기 밝아지는 이유일 가능성이 있다.2005년 극자외선분광탐상기(FUSE)에 의해 자외선에 관측되었는데, 항성계통은 중성자별 이항계통 Circinus X-1이나 블랙홀 이항계통 Sygnus X-1과 같은 물체 특성의 비율로 에너지를 방출하지 않았기 때문에 원반 중앙을 차지하는 물체는 얇을 것으로 예상되지 않는다.g. 이와는 대조적으로, 새로운 가설은 중심 물체가 실제로 B5형 별이라는 것을 암시했다.[23][25]

천문학자 알라스테어 G. W. 카메론과 리처드 스토더스(Richard Stothers)에 의한 또 다른 가설은 엡실론 오리어에 A의 동반자는 블랙홀로, 지구에서 검출된 적외선을 내보내는 그 사건 지평선을 우회하는 황혼 구름에서 고체 입자를 소비한다고 말한다.[26]이 가설은 그 후 구식이고 폐기된 것으로 간주되어 왔다.

엡실론 아우리개는 2009년부터 2011년까지 국제천문학년 관측 대상이었는데, 이는 가장 최근의 일식과 겹친 3년이다.[27]

시스템의 특성

먼지 낀 원반에 둘러싸인 밝은 F급 스타와 동반자 B급 스타(예술가 인상)

엡실론 아우리개 체계의 성질이 불분명하다.그것은 적어도 27년마다 비정상적인 평평한 바닥의 조광과 함께 주기적인 일식을 겪는 최소 두 개의 성분으로 구성된 것으로 오랫동안 알려져 왔다.유달리 큰 확산성, 블랙홀, 홀수 도넛 모양의 디스크가 있는 초기 설명은 더 이상 받아들여지지 않는다.이제 알려진 관찰 특성을 설명할 수 있는 두 가지 주요한 설명이 있다: 1차적인 것이 약 15의 황색 초거성인 고질량 모델이다.M; 및 기본 질량이 약 2인 저질량 모델M 발광성이 떨어지는 별.[10]

주요 별은 모든 외관상 거대 초거성 별이기 때문에 높은 질량 모델의 변화는 항상 인기가 있었다.분광학적으로 Lia 또는 Iab의 점성 등급으로 F조기 또는 A후기 입니다.거리 추정치는 거리에 대한 공시가격에 큰 차이가 있지만 밝은 초거성에 대해 기대되는 명암으로 일관되게 이어진다.히파르코스 시차 측정은 오차 한계가 값 자체만큼 크기 때문에 파생된 거리는 355 - 4,167 파섹 사이의 어떤 것이든 될 가능성이 있다.[10]Gaia Data Release 2 시차는 다소 더 정밀하여 1,350±350 ly의 거리를 다른 방법에 의한 추정치의 낮은 끝으로 유도한다.[1]고질량 모델의 주요 문제점은 알려진 질량함수가 일차적인 질량을 갖도록 요구하는 2차 질량의 성질로서, B형 주계열성으로 나타나는 관측치와 상충한다.2차 항성은 두 개의 질량 하한 주계열성 또는 더 복잡한 계통일 수 있다.[3]

최근 시티즌스카이 프로젝트에 의해 대중화된 저질량 모델은 1차적인 것이 2-4의 진화된 무증상 거대 분지 별이라는 것을 제안한다.M이는 대부분의 관측치보다 낮은 거리와 광도 추정치에 의존한다.이 별은 주어진 질량으로는 유별나게 크고 밝은 거성일 것이며, 아마도 매우 높은 질량 손실의 결과일 것이다.관측된 일식과 궤도 데이터를 일치시키기 위해, 2차 항성은 약 6의 상당히 정상적인 B 주계열성이다.M 거의 가장자리에 보이는 두꺼운 원반 속에 박혀 [3]있는

궤도 자체는 현재 꽤 잘 결정되어 있고,[3] 지구로 87도 이상 기울어져 있다.1차 모델과 2차 모델은 약 35AU 떨어져 있으며([10]높은 질량 모델에서), 태양으로부터 해왕성 행성보다 더 멀리 떨어져 있다.[28]저질량 모델에서는 분리가 18AU에 불과하다.[3]

가시성분

일식 중 ε 아우리개 계통 (예술가 인상)

가시성 성분인 엡실론 아우리개 A는 스펙트럼 등급 F0에 속하는 반정맥 맥동 후 거대 분지 별이다.[23]이 F형 별은 태양의 약 143배에서 358배의 지름을 가지며, 광도 37,875배이다. (신뢰할 수 있는 출처는 두 수량에 대한 추정치가 상당히 다르다.)만약 그 별이 태양의 위치에 있다면, 그것은 수성과 아마도 금성을 감싸고 있을 것이다.Epsilon Aurgie와 같은 F형 별은 하얀 빛을 발하며 강한 이온화 칼슘 흡수선과 약한 수소 흡수선을 보이는 경향이 있다; 태양(G형 별) 위의 등급인 F형 별은 전형적으로 태양형 별보다 뜨겁다.[29]다른 F형 별들에는 프로시온의 1차 항성인 캐니스 마이너 별자리 중 가장 밝은 별들이 있다.[30]

초거성은 맥동하며, 밝기와 스펙트럼 라인의 작은 변화를 보여준다.맥동에는 67일과 123일의 기간이 주어졌으며,[31] 진폭은 약 0.05일이다.[11]많은 스펙트럼 라인의 프로파일은 맥동 초거성으로부터 예상할 수 있는 변화를 보여주지만 밝기 변화와 동일한 기간을 가지는지는 명확하지 않다.항성이 진동하면서 광권유효 온도에 약간의 변화가 있을 수 있다.[32]

에클립싱 컴포넌트

에클립싱 성분은 비교적 미미한 양의 빛을 방출하며, 가시광선에서는 직접 볼 수 없다.그러나 물체의 중앙에서 가열된 부위가 발견되었다.그것은 B급 주계열성을 둘러싼 먼지 원반으로 널리 알려져 있다.as 아우리개 전체에 대한 스펙트럼 에너지 분배를 모델링하면 디스크 중앙에 B5V 별과 가장 잘 맞는다.그런 별은 약 5.9의 질량을 가질 것이다.M. 1차 항성에 대해 상당히 정상적인 F형 초거성을 가정하여 관측된 궤도는 13 이상의 질량을 가진 2차 질량을 필요로 한다.M저질량 모델은 5.9를 수용한다.M 이차적이라 저질량 예비선거도 필요하다.이 고질량 모델은 정상적인 질량 초거성 원리를 받아들여 B형 별 한 쌍, 즉 특이한 단일 고질량 별을 주장한다.[3]

2차 항성 주위의 원반은 폭 3.8AU, 두께 0.475AU이며, 이를 통과하는 빛의 약 70%를 차단해 일식 중에도 1차 항성으로부터 약간의 빛을 볼 수 있다.550K의 검은 몸처럼 방사한다.[3]

관찰

"epsilon aurigae variable star chart"
ε 아우리개 비교도: 숫자 별은 비교 별이며, 크기가 비교 별의 밝기를 나타내는 숫자인 비교 별이다(개념적으로 십진수가 없으면 별과 혼동될 수 있음).

이 별은 밝음과 명백히 카펠라 별과 가깝기 때문에 쉽게 찾을 수 있다.오리가 별자리의 '노스'를 이루는 이소체 삼각형의 정점이다.이 별은 적당한 양의 빛 공해를 가진 대부분의 도시 지역에서 볼 수 있을 만큼 충분히 밝다.

시각적 변수 항성 관측자는 알려진 밝기 값을 가진 주변 별과의 밝기를 비교하여 밝기를 추정한다.이것은 두 개의 비교 항성 사이에 변수의 밝기를 보간하거나 변수와 여러 가지 다른 비교 사이의 크기 차이를 개별적으로 추정함으로써 이루어질 수 있다.다른 밤에 관찰을 반복하면 별의 밝기 변화를 보여주는 가벼운 곡선이 만들어질 수 있다.실제로, 많은 관찰자의 시각적 변수 별 추정치는 통계적으로 결합되어 더 정확한 결과를 산출한다.[33]

시티즌스카이

국립과학재단AAVSO에게 2009~2011년 개기일식을 전후해 건설된 시민과학 프로젝트에 자금을 지원하는 3년 간의 보조금을 수여했다.[34][35][36]시티즌스카이라고 불리는 이 프로젝트는 참가자들을 조직하고 훈련시켜 일식을 관찰하고 그들의 데이터를 중앙 데이터베이스에 보고하도록 하고 있다.[37]또한 참가자들은 자신의 이론을 시험하고 동료들이 검토한 천문학적 저널에 독창적인 연구 기사를 게재하면서 데이터의 검증과 분석을 도울 것이다.

참조

  1. ^ a b c d e Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  2. ^ "Variable Star Index (VSX)". Retrieved 25 August 2009.
  3. ^ a b c d e f g h i j k l m n Hoard, D. W.; Howell, S. B.; Stencel, R. E. (May 2010). "Taming the Invisible Monster: System Parameter Constraints for epsilon Aurigae from the Far-ultraviolet to the Mid-infrared". The Astrophysical Journal. 714 (1): 549–560. arXiv:1003.3694. Bibcode:2010ApJ...714..549H. doi:10.1088/0004-637X/714/1/549. S2CID 16964306.
  4. ^ a b Lutz, T. E.; Lutz, J. H. (June 1977). "Spectral classification and UBV photometry of bright visual double stars". Astronomical Journal. 82: 431–434. Bibcode:1977AJ.....82..431L. doi:10.1086/112066.
  5. ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S.
  6. ^ Gontcharov, G. A (2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system". Astronomy Letters. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL...32..759G. doi:10.1134/S1063773706110065. S2CID 119231169.
  7. ^ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. 이 소스에 대한 Gaia EDR3 레코드 VizieR.
  8. ^ Guinan, E. F.; Mayer, P.; Harmanec, P.; Božić, H.; Brož, M.; Nemravová, J.; Engle, S.; Šlechta, M.; Zasche, P.; Wolf, M.; Korčáková, D.; Johnston, C. (2012). "Large distance of epsilon Aurigae from interstellar absorption and reddening". Astronomy & Astrophysics. 546: A123. Bibcode:2012A&A...546A.123G. doi:10.1051/0004-6361/201118567.
  9. ^ Stefanik, Robert P.; et al. (March 2010). "Epsilon Aurigae: An Improved Spectroscopic Orbital Solution". The Astronomical Journal. 139 (3): 1254–1260. arXiv:1001.5011. Bibcode:2010AJ....139.1254S. doi:10.1088/0004-6256/139/3/1254. S2CID 59399211.
  10. ^ a b c d e Pavel Chadima; Petr Harmanec; Bennett; Brian Kloppenborg; Robert Stencel; Stevenson Yang; Hrvoje Bozic; Miroslav Slechta; Lenka Kotkova (2011). "Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary epsilon Aurigae prior to and during the 2009-2011 eclipse". Astronomy & Astrophysics. 530 (530): A146. arXiv:1105.0107. Bibcode:2011A&A...530A.146C. doi:10.1051/0004-6361/201116739. S2CID 113401053.
  11. ^ a b Kloppenborg, B. K.; Stencel, R. E.; Monnier, J. D.; Schaefer, G. H.; Baron, F.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Hutter, D.; Zhao, M.; Che, X.; Ten Brummelaar, T. A.; Farrington, C. D.; Parks, R.; McAlister, H. A.; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Sallave-Goldfinger, P. J.; Turner, N.; Pedretti, E.; Thureau, N. (2015). "Interferometry of ɛ Aurigae: Characterization of the Asymmetric Eclipsing Disk". The Astrophysical Journal Supplement Series. 220 (1): 14. arXiv:1508.01909. Bibcode:2015ApJS..220...14K. doi:10.1088/0067-0049/220/1/14. S2CID 118575419.
  12. ^ Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. (April 2010). "Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants". Astronomische Nachrichten. 331 (4): 349. arXiv:1003.2335. Bibcode:2010AN....331..349H. doi:10.1002/asna.200911355. S2CID 111387483. 참고: 온라인 데이터를 참조하고 고광도에 대한 HIP 번호를 입력하십시오.질량은 Harvest 외(2011년)로 대체된다.
  13. ^ Royer, F.; et al. (October 2002). "Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i". Astronomy and Astrophysics. 393 (3): 897–911. arXiv:astro-ph/0205255. Bibcode:2002A&A...393..897R. doi:10.1051/0004-6361:20020943. S2CID 14070763.
  14. ^ "eps Aur -- Eclipsing binary of Algol type (detached)". SIMBAD Astronomical Database. Retrieved 2012-07-18.
  15. ^ Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Dover Publications. pp. 83–92. ISBN 978-0-486-21079-7.
  16. ^ Ridpath, Ian. "Star Tales:Auriga". Retrieved 1 July 2021.
  17. ^ Mamajek, Eric; García, Beatriz; Hamacher, Duane; Montmerle, Thierry; Pasachoff, Jay; Ridpath, Ian; Sun, Xiaochun; van Gent, Robert (2016). "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". Retrieved 31 March 2017.
  18. ^ "Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 2" (PDF). Retrieved 16 December 2017.
  19. ^ "Naming Stars". IAU.org. Retrieved 16 December 2017.
  20. ^ 陳久金 (2005). 中國星座神話 [Chinese horoscope mythology] (in Chinese). 五南圖書出版股份有限公司. ISBN 978-986-7332-25-7.
  21. ^ Ridpath, Ian. "Auriga: Chinese associations". Retrieved 1 November 2020.
  22. ^ "亮星中英對照表" [Bright Star Sino-British comparison table] (in Chinese). Hong Kong Space Museum. Archived from the original on October 25, 2008. Retrieved November 23, 2010.
  23. ^ a b c d e Hopkins, Jeffrey L.; Stencel, Robert E. (2007). "Recent UBVJH Photometry of Epsilon Aurigae". arXiv:0706.0891 [astro-ph].
  24. ^ Hack, Margherita (1962). "A new explanation of the binary system ε Aurigae". Memorie della Società Astronomia Italiana. 32: 351–64. Bibcode:1962MmSAI..32..351H.
  25. ^ "System Properties Table (Citizen Sky)". Archived from the original on 2016-01-11.
  26. ^ 지식의 기쁨, 제17권, 페이지 987.
  27. ^ "Citizen Science: The International Year of Astronomy" (PDF). International Year of Astronomy. American Astronomical Society. 2008. Retrieved 13 January 2009.
  28. ^ "Uranus: Facts & Figures". Solar System Exploration. National Aeronautics and Space Administration. 2007. Archived from the original on 2003-12-15. Retrieved 3 January 2009.
  29. ^ "Star Spectral Classification". HyperPhysics. Georgia State University. 2001. Retrieved 18 December 2008.
  30. ^ "Database entry for Procyon AB". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2008. Retrieved 18 December 2008.
  31. ^ Potravnov, I. S.; Grinin, V. P. (2013). "Spectral observations of ɛ aurigae during the 2009–2011 eclipse". Astronomy Reports. 57 (12): 991–1000. arXiv:1309.0370. Bibcode:2013ARep...57..991P. doi:10.1134/S1063772914010041. S2CID 118071485.
  32. ^ Griffin, R. Elizabeth; Stencel, Robert E. (2013). "Merging Recent and Historic Spectra of ϵ Aurigae: Properties of the System's Components, and Discovery of a Mass Transfer Stream". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 125 (929): 775–792. Bibcode:2013PASP..125..775G. doi:10.1086/671781.
  33. ^ "The lure of variable stars". 2006-07-29. Retrieved 2017-07-07.
  34. ^ Leggett, Hadley (24 August 2009). "Wired.com: Reach for the Citizen Sky". Retrieved 25 August 2009.
  35. ^ "Astronomy.com: Citizen Sky investigates Epsilon Aurigae". Retrieved 25 August 2009.
  36. ^ "International Year of Astronomy: Citizen Sky Invites Public to Help Resolve a Stellar Mystery". Retrieved 25 August 2009.
  37. ^ "Citizen Sky Three-year citizen science project focused on Epsilon Aurigae". AAVSO. Archived from the original on 2016-12-01. Retrieved 2018-02-18.

외부 링크