Википедија

Змија (соѕвездие)

(Пренасочено од Змиска Глава (соѕвездие))

Змија (старогрчки: Ὄφις) — соѕвездие на северната небесна полутопка. Како едно од 48-те соѕвездија наведени од астрономот од II век Птоломеј, тоа останува и едно од 88-те современи соѕвездија назначени од Меѓународниот астрономски сојуз. Соѕвездието е исклучително помеѓу современите соѕвездија по тоа што е поделено на два неповрзани дела, Serpens Caput (Змиска Глава) на запад и Serpens Cauda (Змиска Опашка) на исток. Помеѓу овие две половини се наоѓа соѕвездието Змијоносец. Во фигуративните претстави, телото на змијата е претставено како минува зад Змијоносец помеѓу Mu Змија во Serpens Caput и Nu Змија во Serpens Cauda.

Змија
лат. Serpens
КратенкаSer
ГенитивноSerpentis
РектасцензијаЗмиска Глава: 16 h
Змиска Опашка: 18 ч.
ДеклинацијаЗмиска Глава: +10°
Змиска Опашка: −5°
Површина637 (°)² (23то)
Главни ѕвезди9
Бајерови/Флемстидови
ѕвезди		57
Ѕвезди со планети5
Ѕвезди посјајни од 3,00m1
Ѕвезди во полупречник од 10,00 пс (32,62 сг)3
Најсјајна ѕвездаα Ser (Унукалхај) (2.63m)
Најблиска ѕвездаγ Ser
( сг,  пс)
Месјеови објекти2
Соседни
соѕвездија		Змиска Глава:
Северна Круна
Воловар
Девица
Вага
Змијоносец
Херкул

Змиска Опашка:
Орел
Змијоносец
Стрелец
Штит
Видливо на ширина од +80° до −80°.
Најдобро се гледа во 21:00 ч. во текот на месец јули.

Најсветлата ѕвезда во соѕвездието е црвениот џин Алфа Змија, или Унукалхај, во Змија Капут, со привидна величина од 2,63. Исто така, во Змија Капут се наоѓаат и збиеното ѕвездено јато кое може да се види со голо око, познато како Месје 5 и променливите R Змија и Tau 4 Змија. Значајни вонгалактички објекти го вклучуваат Секстет Сејфет, едно од најгустите познати галаксички јата; Арп 220, прототипната ултралузрачна инфрацрвена галаксија; и Хоаговиот Објакт, најпознатиот по многу ретки галаксии познати како прстенести.

Дел од галактичката рамнина на Млечниот Пат минува низ Змија Кауда, која е богата со галактички длабоконебесни тела, како што е Ореловата Маглина (IC 4703) и нејзиното поврзано ѕвездено јато Меје 16. Маглината е со димензии 70 светлосни години на 50 светлосни години и ги содржи Столбовите на Создавањето, три облаци од прашина кои станале познати по сликата направена од вселенскиот телескоп „Хабл“. Други впечатливи објекти ја вклучуваат маглината на Црвениот Плоштад, еден од ретките објекти во астрономијата кои имаат квадратна форма; и Вестерхаут 40, масивен регион за ѕвездообразба во близина, кој се состои од молекуларен облак и H II-подрачје.

Историја

уреди
 
Змија, која го држи Змијоносец, како што е прикажано во Огледалото на Уранија, збир на карти со соѕвездија објавени во Лондон во 1825 година. Над опашката на змијата се наоѓа сега веќе застареното соѕвездие Бик Понјатовски, додека под него е Штит.

Во грчката митологија, соѕвездието претставува змија која ја држи исцелителот Асклепиј. Асклепиј е претставен на небото со соѕвездието Змијоносец. Според митот, Асклепиј бил во куќата на болниот Глаук. Тогаш се појавила една змија, која се завиткала околу неговиот стап. Тој ја убил змијата, но тогаш се појавила уште една носејќи некаква трева во устата и со неа оживеала умрената змија. Бидејќи змиите ја отфрлаат кожата секоја година, тие биле познати како симбол на повторното раѓање во древното грчко општество, а легендата вели дека Асклепиј ќе ги оживее мртвите луѓе користејќи ја истата техника на која бил сведок. Иако ова е веројатно логиката за присуството на Змија со Змијоносец, вистинската причина сè уште не е целосно позната. Понекогаш, Змија била прикажана како намотана околу Змијоносец, но поголемиот дел од атласите покажуваат дека Змија поминува или зад телото на Змијоносец или меѓу нејзините нозе.[1]

Во некои антички атласи, соѕвездијата Змија и Змијоносец биле прикажани како две посебни соѕвездија, иако почесто тие биле прикажани како едно соѕвездие. Една значајна фигура што ја прикажува Змија одделно бил Јохан Бајер ; така, ѕвездите на Змија се каталогизирани со посебни Бајерови ознаки од оние на Змијоносец. Кога Ежен Делпорт воспоставил современи граници на соѕвездија во 1920-тите, тој избрал да ги прикаже двете одделно. Сепак, ова го поставило проблемот како да се раздвојат двете соѕвездија, при што Депорт одлучил да ја подели Змија на две области - глава и опашка - разделени со континуираниот Змијоносец. Овие две области станале познати како Змија Капут и Змија Кауда, caput е латинскиот збор за глава и cauda латинскиот збор за опашка.[2]

Во кинеската астрономија, повеќето од ѕвездите на Змија претставувале дел од ѕидот што го опкружувал „пазарот“, познат како Тианши, кој бил во Змијоносец и дел од Херкул. Змија содржи и неколку кинески соѕвездија. Двете ѕвезди во опашката претставуваат дел од Шилу, кулата со пазарниот објект. Друга ѕвезда во опашката претставува Лиси, продавници за накит. Една ѕвезда во главата (Ми Змија) ја означува Тијанру, влажната медицинска сестра на престолонаследникот, или понекогаш дожд.

Постоеле две соѕвездија „змии“ во вавилонската астрономија, познати како Мушхушу и Башму. Се смета дека Мушхушу бил прикажан како хибрид на змеј, лав и птица, и лабаво одговарал на Хидра. Башму била змија со рогови и приближно одговара на соѕвездието Ὄφις на Евдокс од Книд на кое се заснова Ὄφις (Змија) на Птоломеј.[3]

Карактеристики

уреди

Соѕвездието Змија е единственото од 88-те современи соѕвездија што е поделено на две исклучени области на небото: Змија Капут (глава) и Змија Кауда (опашка). Соѕвездието е исто така невообичаено по тоа што зависи од друго соѕвездие; поточно, го држи соѕвездието Змијоносец.

Змија Капут се граничи со Вага на југ, Девица и Воловар на запад, Северна Круна на север и Змијоносец и Херкул на исток; Змија Кауда се граничи со Стрелец на југ, Штит и Орел на исток и Змијоносец на север и запад. Покривајќи вкупно 636,9 квадратни степени, се наоѓа на 23-то место од 88-те соѕвездија по големина. Се појавува видливо и на северното и на јужното небо за време на летото на северната полутопка.[4] Нејзиниот главен астеризам се состои од 11 ѕвезди, а вкупно 108 ѕвезди се посветли од светлинската величина 6,5, традиционална граница за видливост со голо око.

Границите на Змија Капут, поставени од белгискиот астроном Ежен Жозеф Делпорт во 1930 година, се дефинирани со 10-стран многуаголник, додека Змија Кауда се дефинирани со 22-странен многуаголник. Во екваторијалниот координатен систем, координатите на десното искачување на границите на Змија Капут лежат помеѓу 15ч 10.4м и 16ч 22.5м, додека координатите на деклинација се помеѓу 25.66° и −03.72°. Границите на Змија Кауда лежат помеѓу десните искачувања од 17ч 16.9м и 18ч 58.3м и деклинациите од 06.42° и −16.14°.[5] Меѓународниот астрономски сојуз (МАС) ја усвоил кратенката со три букви „Ser“ за соѕвездието во 1922 година.[5][6]

Карактеристики

уреди

Ѕвезди

уреди

Глави ѕвезди

уреди
 
Соѕвездието Змија (Капут) како што може да се види со голо око

Средиштето на соѕвездието Змија е ѕвездата Алфа Змија, најсветлата ѕвезда на соѕвездието. Традиционално наречен Унукалхај,[7] е црвен џин од спектрален тип K2III кој се наоѓа на приближно 23 парсеци оддалечени со привидна величина од 2,630 ± 0,009,[8] што значи дека лесно може да се види со голо око дури и во области со значително светлосно загадување. Слаб придружник е во орбитата околу ѕвездата црвениот џин,[9] иако не е видлив со голо око. Сместена во близина на Алфа е Ламбда Змија, ѕвезда со светлинска величина 4,42 ± 0,05 прилично слична на Сонцето [10] која се наоѓа на само 12 парсеци оддалеченост.[11] Има вонсончева планета која орбитира околу неа.[12] Друг сончев двојник во Змија е примарниот на Psi Змија, двојна ѕвезда [13] сместена малку подалеку на приближно 14 парсеци.[14]

Бета, Гама и Јота Змија формираат карактеристична триаголна форма што ја означува главата на змијата, при што Капа Змија (правилното име е Гуџа [15]) е приближно на половина пат помеѓу Гама и Јота. Најсветлата од четирите со привидна ѕвездена величина од приближно 3,67, Бета Змија е бела ѕвезда од главната низа оддалечена приближно 160 парсеци.[16] Веројатно е дека блиската ѕвезда со 10-та величина [17] е физички поврзана со Бета, иако тоа не е сигурно.[18] Променливата R Змија, сместена помеѓу Бета и Гама, е видлива со голо око со својот максимум од 5-та привидна величина, но, типично за променливите Мира, може да избледи до светлинска величина под 14.[19] Самиот Гама Змија е подџин од типот F кој се наоѓа на само 11 парсеци оддалеченост и затоа е прилично светол, со магнитуда 3,84 ± 0,05.[20] Познато е дека ѕвездата покажува осцилации слични на Сонцето.[21] Јота Змија е двоен ѕвезден систем.[22]

Делта Змија, формирајќи дел од телото на соѕвездието помеѓу срцето и главата, е повеќекратен ѕвезден систем [23] која се наоѓа на околу 70 парсеци од Земјата. Системот се состои од четири ѕвезди и има вкупна привидна ѕвездена величина од 3,79 гледано од Земјата,[24] иако две од ѕвездите, со комбинирана привидна величина од 3,80, ја обезбедуваат речиси целата светлина.[25] Примарната, бел подгигант, е променлива ѕвезда од типот на Делта Штит со просечна привидна магнитуда од 4,23.[26] Таа се наоѓа многу блиску до Делта, и на ноќното небо и веројатно во вистинскиот простор на проценето растојание од околу 70 парсеци,[27] е бариумската ѕвезда 16 Змија.[28] Друга значајна променлива ѕвезда видлива со голо око е Chi Змија, променлива ѕвезда од типот на Алфа2 Ловечки Кучиња ² која е сместена на средина помеѓу Делта и Бета, која варира од нејзината средна светлина од 5,33 на 0,03 светлини во период од приближно 1,5 денови.[29] Chi Змија е хемиски чудна ѕвезда.[30]

Двете ѕвезди во Змија Капут кои формираат дел од телото на Змијата под срцето се Ипсилон и Mu Змија, и двете ѕвезди од главната низа од типот А од трета светлинска величина.[31][32] И двете имаат особеност: Ипсилон е Ам-ѕвезда,[33] додека Ми е двојна.[34] Сместена малку северозападно од Ми е 36 Змија, друга ѕвезда од главната низа од типот А. Оваа ѕвезда има и една особеност; таа е бинарна, а примарна компонента е ѕвезда типот на Ламбда Воловар, што значи дека има сончеви количини на јаглерод, азот и кислород, додека содржи многу мали количества на железни врвни елементи.[35] Секундарната ѕвезда, исто така, била извор на емисии на Х-зраци.[36] 25 Змија, која се наоѓа на неколку степени североисточно од Ми Змија, е спектроскопски двојна [37] која се состои од врел џин од В-тип и ѕвезда од главната низа од типот А. Примарната е бавнопулсирачка ѕвезда од типот B, што предизвикува системот да варира за 0,03 магнитуди.[38]

Змија Капут содржи многу променливи ѕвезди од типот на RR Лира, иако повеќето се премногу слаби за да се видат без професионална фотографија. Најсветла е VY Змија, само со 10-та величина. Периодот на оваа ѕвезда се зголемува за приближно 1,2 секунди на век.[39] Променлива ѕвезда од различен вид е Tau 4 Змија, ладен црвен џин кој пулсира помеѓу светлините 5,89 и 7,07 за 87 денови.[40] Било откриено дека оваа ѕвезда прикажува инверзен профил на P Лебед,[41] каде што студениот гас што паѓа на ѕвездата создава поместени линии за апсорпција на водород до нормалните емисиони линии.[42]

Било откриено дека неколку ѕвезди во соѕвездието Змија имаат планети. Најсветлата, Омега Змија, која се наоѓа помеѓу Ипсилон и Му, е портокалов џин со планета од најмалку 1,7 Јупитерови маси.[43] NN Змија, затемнувачка пост-обична двојна ѕвезда, која се состои од бело џуџе и црвено џуџе,[44] е многу веројатно да има две планети кои предизвикуваат варијации во периодот на затемнувањата.[45] Иако нема планета, сончевиот двојник HD 137510 е откриен дека има придружник на кафеаво џуџе во кафеавоџуџестата пустина.[46]

PSR B1534+11 е систем составен од две неутронски ѕвезди кои орбитираат една околу друга, од кои едната е пулсар со период од 37,9 милисекунди. Системот е оддалечен приближно 1000 парсеци, и тој бил искористен за тестирање на теоријата на општата релативност на Алберт Ајнштајн, потврдувајќи ги релативистичките параметри на системот до 0,2% од вредностите предвидени со теоријата.[47] Утврдено е дека емисијата на Х-зраци од системот е присутна кога нпулсарачка ѕвезда го пресекува екваторијалниот ветер на пулсарот, а орбитата на системот се разликува малку.[48]

Ѕвезди со опашка

уреди
 
Соѕвездието Змија (Кауда) како што може да се види со голо око

Најсветлата ѕвезда со опашка, Ета Змија, е слична на примарната на Алфа Змија по тоа што е црвен џин од спектрална класа К. Сепак, познато е дека оваа ѕвезда покажува осцилации слични на Сонцето во период од приближно 2,16 часа.[49][50] Другите две ѕвезди во Змија Кауда кои го формираат нејзиниот астеризам се Тета и Кси Змија. Кси, каде што астеризмот преминува до Mu Змија во главата, е троен ѕвезден систем кој се наоѓа на приближно 105 парсеци.[51][52] Две од ѕвездите, со комбинирана привидна светлинска величина од околу 3,5, формираат спектроскопска двојност со аголно растојание од само 2,2 мили лачни секунди,[53] и затоа не можат да се разрешат со современа опрема. Примарниот е бел џин со вишок на стронциум. Тета, која го формира врвот на опашката, е исто така повеќекратен систем, кој се состои од две ѕвезди од главната низа од типот А со комбинирана привидна величина од околу 4,1 разделени со речиси половина лачна минута. Постои и трета ѕвезда од типот G со маса и полупречник слична на онаа на Сонцето.[54]

Во близина на границата со Змијоносец лежат Зета, Ни и Омикрон Змија. Сите три се ѕвезди од главната низа со 4-та светлинска величина, при што Ни и Омикрон се од спектрален тип A [55][56], а Зета е од спектрален тип F.[57] Ни е единечна ѕвезда со 9-та светлинска величина визуелен придружник,[58] додека Омикрон е променлива ѕвезда од тип а Делта Штит со варијации на замавот од 0,01 магнитуди.[59] Во 1909 година, симбиотската нова [60] RT Змија се појавила во близина на Омикрон, иако достигнала максимална магнитуда од 10.[61]

Ѕвездениот систем 59 Змија, познат и како d Змија, е троен ѕвезден систем [62] кој се состои од спектроскопска двојна форма која содржи ѕвезда од типот А и портокалов џин [63] и секундарен портокалов џин.[64] Системот покажува неправилни варијации во сјајноста помеѓу величините 5,17 и 5,2.[65] Во 1970 година, новата FH Змија се појавила малку северно од 59 Змија, достигнувајќи максимална осветленост од 4,5.[66] Исто така, во близина на 59 Змија во Змијниот Облак има неколку Орионски променливи. MWC 297 е хербигова Ae/Be-ѕвезда која во 1994 година покажала голем одблесокот на Х-зраци и ја зголемила сјајноста на Х-зраците за пет пати пред да се врати во мирна состојба.[67] Се смета дека ѕвездата поседува и кружен околуѕвезден диск.[68] Друга променлива од тип Орион во регионот е VV Змија, ѕвезда хербигова Ae-ѕвезда за која е откриено дека покажува пулсирања на Делта Штит.[69] Исто така, VV Змија, како MWC 297, има правлив диск што го опкружува,[70] и е исто така UX орионска ѕвезда,[71] што значи дека покажува неправилни варијации во нејзината сјајност.[72]

Ѕвездата HR 6958, позната и како MV Змија, е променлива ѕвезда од типот на Алфа2 Ловечки Кучиња, која е слабо видлива со голо око.[73] Металичното изобилство на ѕвездата е десет пати поголемо од Сонцето за повеќето метали на железниот врв и до 1.000 пати повеќе за потешките елементи. Утврдено е дека содржи и вишок силициум.[74] Едвај видлива со голо око е HD 172365,[75] веројатен син заостанувач во отворениот кластер IC 4756 кој содржи голем вишок на литиум.[76] HD 172189, исто така се наоѓа во IC 4756, е алголска променлива ѕвезда што затемнува [77] со период од 5,70 денови. Примарната ѕвезда во системот е, исто така, променлива од Делта Штит, која е подложена на повеќекратни честоти на пулсирање, што, во комбинација со затемнувањата, предизвикува системот да варира за околу една десетина од светлинската величина.[78]

Додека галактичката рамнина минува низ неа, Змија Кауда содржи многу масивни OB-ѕвезди. Неколку од нив се видливи со голо око, како што е NW Змија, рана Be-ѕвезда за која било откриено дека е донекаде променлива. Променливоста е интересна; според едно истражување, таа би можело да биде еден од првите откриени хибриди помеѓу променливите ѕвезди од типот на Бета Кефеј бавно пулсирачките ѕвезди В.[79] Иако не е видлива со голо око, HD 167971 (MY Змија) е променлив троен систем од типот Бета Лира кој се состои од три многу жешки ѕвезди од типот О. Како член на јатото NGC 6604,[80] двете ѕвезди кои се затемнуваат се сини џинови, а едната е од многу раниот спектрален тип O7.5III. Преостанатата ѕвезда е или син џин или суперџин од доцниот O или раниот спектрален тип В.[81] Исто така, двојното затемнување [82], системот HD 166734 се состои од два сини суперџинови од типот О во орбитата еден околу друг.[83] Помалку екстремен во однос на масата и температурата е HD 161701, спектроскопска двојна форма која се состои од примарна од типот В и секундарна Ап, иако таа е единствената позната спектроскопска двојна ѕвезда која се состои од ѕвезда со вишок на жива и манган и ѕвезда Ап.[84]

Јужно од Орел на границата со Стрелец е затемнувачката двојна W Змија, чија примарна ѕвезда е бел џин кој е во интеракција со секундарната ѕвезда. Било утврдено дека системот содржи насобирачки диск и е еден од првите откриени Змијовидни, кои ги затемнуваат податоците кои содржат исклучително силни далеку-ултравиолетови спектрални линии.[85] Постои сомнеж дека таквите соѕвездија се во претходна развојна фаза и ќе се развијат прво во двопериодични променливи, а потоа во класични алголни променливи.[86] Исто така, во близина на маглината Орел е затемнувачката двојна CV Змија, Волф-Рајова ѕвезда, која се состои од ѕвезда Волф-Рајеовата ѕвезда и жежок подџин од типот О. Системот е опкружен со маглина во облик на прстен, најверојатно формирана за време на Волф-Рајовата фаза од примарната фаза.[87] Затемнувањата на системот варираат нестабилно, и иако постојат две теории за тоа зошто, ниту една од нив не е целосно во согласност со денешното разбирање за ѕвездите.[88]

Змија Кауда содржи неколку двојни податоци на Х-зраци. Еден од нив, GX 17+2, е двојна рендгенска ѕвезда со мала маса која се состои од неутронска ѕвезда и, како и во сите двојни двоѕвезди со ниска маса на Х-зраци, ѕвезда со мала маса. Системот е класифициран како Z-извор, што значи дека неговото зголемување е блиску до Едингтоновата граница.[89] Исто така, откриено е дека системот приближно на секои 3 дена осветлува со магнитуди од околу 3,5 К-појаси, веројатно поради присуството на синхротронски млаз.[90] Друго двојно рендгенско зрачење со мала маса, Змија X-1, е подложено на повремени рафали на Х-зраци. Едното особено траело речиси четири часа, веројатно објаснето со согорувањето на јаглеродот во „океанот со тешки елементи“.[91]

Φ 332 (Финсен 332) е малечка и тешка двојна ѕвезда на 18:45 / +5°30', именувана како Tweedledee и Tweedledum од јужноафриканскиот астроном Вилијам Стивен Финсен, кој бил погоден од речиси идентичните агли на положбата и одвојувањата на времето на неговото откритие во 1953 година.[92][93][94] Глизе 710 е ѕвезда која се очекува да помине многу блиску до Сончевиот Систем за околу 1,29 милиони години.[95][96][97]

Објекти на длабокото небо

уреди

Главни тела

уреди
 
Месје 5, топчесто јато кое може да се види со голо око под добри услови

Бидејќи галактичката рамнина не минува низ овој дел на соѕвездието Змија, можен е поглед кон многу галаксии надвор од него. Сепак, неколку структури на галаксијата Млечен Пат се присутни во Змија Капут, како што е Месје 5збиено ѕвездено јато кое се наоѓа на приближно 8° југозападно од α Змија, веднаш до ѕвездата 5 Змија. Едвај се видливи со голо око под добри услови,[98] и се наоѓаат на приближно 25.000 светлосни години.[99] Месје 5 содржи голем број познати променливи ѕвезди од типот Лира,[100] и се оддалечува од Земјата на преку 50км/сек..[101] Јатото содржи два милисекундни пулсари, од кои едниот е двоен, што овозможува правилното движење на кластерот да се измери. Ова би можело да помогне во денешното разбирање на неутронската дегенерирана материја; денешната средна маса, доколку биде потврдена, би ја исклучила секоја „мека“ состојбена равенка за таква материја.[102] Кластерот е искористен за тестирање на магнетни моменти во неутрината, кои би можеле да фрлат светлина врз некои хипотетички честички како што е аксион.[103] Најсјајните ѕвезди во Месје 5 се со сјајна величина 10,6,[104] и збиеното јато првпат било забележано од Вилијам Хершел во 1791 година.[105]

Друго збиеното јато е Паломар 5, пронајдено јужно од Месие 5. Многу ѕвезди го напуштаат ова топчево јато поради гравитацијата на Млечниот Пат, формирајќи плимна опашка долга над 30000 светлосни години.[106] Таа е стара над 11 милијарди години.[107] Исто така, тој е срамнет и искривен од плимните ефекти.[108]

L134 / L183 претставува комплекс од темна маглина која, заедно со трет облак, најверојатно е формирана од фрагменти од еден оригинален облак кој се наоѓа на 36 степени оддалеченост од галактичката рамнина, на голема оддалеченост за темните маглини.[109] Се смета дека целиот комплекс е оддалечен околу 140 парсеци.[110] L183, исто така познат како L134N, е дом на неколку инфрацрвени извори, што укажува на предѕвездени извори [111] за кои се смета дека го претставуваат првото познато набљудување на фазата на собирање помеѓу јадрата на облак и предѕвездените јадра.[112] Јадрото е поделено на три подрачја,[113] со комбинирана маса од околу 25 сончеви маси.[114]

Надвор од Млечниот Пат, не постојат светли објекти на длабокото небо за аматерски астрономи во Змија Капут, без ништо друго над 10-та светлинска величина. Најсветлата е NGC 5962, спирална галаксија која се наоѓа на околу 28 мегапарсеци оддалеченост [115] со привидна ѕвездена величина од 11,34.[116] Две супернови се забележани во галаксијата,[117] и NGC 5962 има две сателитски галаксии.[118] Малку побледа е NGC 5921, пречкеста спирална галаксија со активно галактички јадро од типот LINER, сместено нешто поблиску на растојание од 21 мегапарсци.[119] Супернова од типот II била забележана во оваа галаксија во 2001 година и била означена SN 2001X.[120] Сè уште побледи се спиралите NGC 5964 [121] и NGC 6118, при што оваа е домаќин на суперновата SN 2004dk.[122]

 
Хоагово Тело, галаксија во соѕвездието Змија и член на многу ретката класа позната како прстенести галаксии.

Хоаговото Тело, кое се наоѓа на 600 милиони светлосни години од Земјата, е член на многу ретката класа на галаксии познати како прстенести галаксии. Надворешниот прстен е главно составен од млади сини ѕвезди додека јадрото е составено од постари жолти ѕвезди. Преовладувачката теорија во врска со неговото формирање е дека галаксијата предок била спирална пречкаста галаксија чии краци имале преголеми брзини за да ја задржат кохерентноста на галаксијата и затоа се одвоени.[123] Арп 220 е уште една необична галаксија во Змија. Прототипната ултра прозрачна инфрацрвена галаксија, Arp 220 е нешто поблиску од Хоаговото Тело на 250 милиони светлосни години од Земјата. Се состои од две големи спирални галаксии во процес на судир со нивните јадра кои орбитираат на растојание од 1.200 светлосни години, предизвикувајќи екстензивна ѕвездообразба низ двете компоненти. Поседува големо јато од повеќе од милијарда ѕвезди, делумно покриено со дебели облаци од прашина во близина на јадрото на една од галаксиите.[123] Друг пар на галаксии во интеракција, иако во порана фаза, се состои од галаксиите NGC 5953 и NGC 5954. Во овој случај, и двете се активни галаксии, при што првата е галаксија Сејферт 2, а втората галаксија од типот LINER. И двете се подложени на излив на формирање на ѕвезди предизвикани од интеракцијата.[124]

Сејфертовиот Секстет е група од шест галаксии, од кои четири се во заемоделувачки а две едноставно изгледаат како дел од групата и покрај нивната поголема оддалеченост. Гравитационо врзаното јато се наоѓа на растојание од 190 милиони светлосни години од Земјата и е широко приближно 100.000 светлосни години, што го прави Сејфертовиот Секстет една од најгустите галаксиски групи познати. Астрономите предвидуваат дека четирите заемоделувачки галаксии на крајот ќе се спојат за да формираат голема елипсовидна галаксија.[123]Првично се сметало дека радио изворот 3C 326 произлегува од џиновска елипсовидна галаксија. Меѓутоа, во 1990 година, се покажало дека изворот е посветла, помала галаксија неколку лачни секунди северно.[125] Овој објект, означен 3C 326 N, има доволно гас за формирање на ѕвезди, но е спречен поради енергијата од јадрото на радио галаксијата.[126]

Многу поголемо јато е redshift-0.0354 Abell 2063.[127] Се смета дека јатото е во заемно делување со блиската група галаксии MKW 3s, врз основа на мерењата на радијалната брзина на галаксиите и позиционирањето на галаксијата cD во средината на Абел 2063.[128] Активната галаксија во средината на MKW 3s — NGC 5920 — се смета дека создава меур од врел гас од својата радио активност.[129] Во близина на ѕвездата со 5-та величина Pi Змија се наоѓа AWM 4, јато кое содржи вишок метали во средината на јатото. Средишната галаксија, NGC 6051, е радио галаксија која веројатно е одговорна за ова збогатување.[130] Слично на AWM 4, јатото Abell 2052 има средишна cD радио галаксија, 3C 317. Се верува дека оваа радио галаксија е обновена по период на неактивност пред помалку од 200 години.[131] Галаксијата има преку 40.000 познати збиени јата, што е највисокиот познат вкупен број од која било галаксија од 2002 година.[132]

 
Композитна слика на 3C 321, споен активен пар на галаксии

Составен од два квазари со растојание помало од 5 лачни секунди, парот квазари 4C 11.50 е еден од визуелно најблиските квазарски парови на небото. Сепак, двете имаат значително различни црвени поместувања, и затоа не се поврзани.[133] Членот во преден план на парот (4C 11,50 A) нема доволно маса за да ја прекрши светлината од компонентата на позадината (4C 11,50 B) доволно за да произведе слика со објектив, иако има свој вистински придружник.[134] Уште почуден галактички пар е 3C 321. За разлика од претходниот пар, двете галаксии кои ја сочинуваат 3C 321 се во заемно делување една со друга и се во процес на спојување. И двата члена се смета дека се активни галаксии; примарната радио галаксија може да биде одговорна за активноста во секундарната со помош на млазниот материјал на првата врз супермасивната црна дупка на втората.[135]

Пример за гравитациона леќа бил пронајден во радио галаксијата 3C 324. Најпрвин се сметало дека е единствена прекумерна радио галаксија со црвено поместување од z = 1.206, но во во 1987 година било откриено дека всушност се две галаксии, при што радио галаксијата во гореспоменатото црвено поместување е леќирана од друга галаксија при црвено поместување z = 0,845. Првиот пример на откриена радио галаксија со повеќекратна слика,[136] се смета дека изворот е елипсовидна галаксија со прашински појас што го затскрива човечкиот поглед на привидната и ултравиолетова емисија од јадрото.[137] Во уште пократки бранови должини, објектот BL Lac PG 1553+113 е тежок произведувач на гама зраци. Овој објект е најоддалечениот пронајден да емитува фотони со енергии во опсегот TeV од 2007 година.[138] Спектарот е уникатен, со тврда емисија во некои опсези на спектарот на гама-зраци во целосна контраст со меката емисија во други.[139] Во 2012 година, објектот се разгорел во спектарот на гама-зраците, тројно се зголемувал во сјајноста во текот на две ноќи, овозможувајќи црвеното поместување точно да се измери како z = 0,49.[140]

Во Змија Капут се забележани неколку изблици на гама-зраци (ИГЗ), како што е GRB 970111, еден од најсветлите забележани ИГЗ. Не е пронајден оптички минлив настан поврзан со овој ИГЗ, и покрај неговата напрегнатост. Галаксијата домаќин на почетокот исто така се покажала неостварлива, но денес се смета дека домаќинот е галаксија Сејферт I која се наоѓа на црвено поместување z. = 0,657.[141] Рендгенскиот последователен сјај на ИГЗ исто така бил многу послаб отколку кај другите затемнети ИГЗ.[142] Подалеку е GRB 060526 (redshift z = 3.221), од кои биле откриени рендгенски и оптички последователни сјаји. Овој ИГЗ бил многу слаб за долготраен ИГЗ.[143]

Тела од опашката

уреди
 
Столбови на создавањето, добро познат регион за ѕвездообразба во маглината Орел кој станал познат со оваа фотографија на „Хабл“

Дел од галактичката рамнина поминува низ опашката, и на тој начин Змија Кауда е богата со тела на длабокото небо во галаксијата Млечен Пат. Маглината Орел и нејзиното поврзано ѕвездено јато, Месје 16 лежат на околу 5.700 [144] светлосни години од Земјата во правец на Галактичкото Средиште. Маглината е со димензии 70 светлосни години на 50 светлосни години и ги содржи Столбовите на Создавањето, три облаци од прашина кои станале познати по сликата направена од вселенскиот телескоп „Хабл“. Ѕвездите кои се раѓаат во маглината Орел, додадени на оние со приближна старост од 5 милиони години, имаат просечна температура од 45.000 келвини и произведуваат огромна количина на зрачење што на крајот ќе ги уништи столбовите.[123] И покрај својата слава, маглината Орел е прилично слаба, со интегрирана магнитуда од приближно 6,0. Подрачјата кои формираат ѕвезди во маглината често се испарувачки гасовити глобули; за разлика од глобулите тие држат само една протоѕвезда.[145]

Северно од Месје 16, на растојание од приближно 2000 парсеци, се наоѓа OB-здружението Змија OB2, кое содржи над 100 OB-ѕвезди. Тоа е старо околу 5 милиони години и се смета дека здружението сè уште содржи области кои формираат ѕвезди, а светлината од нејзините ѕвезди го осветлува HII-подрачјето S 54.[146] Во овој регион HII е отвореното јато NGC 6604, кое е на иста возраст како и околното OB-здружение,[147] и денес се смета дека јатото е едноставно најгустиот дел од него.[148] Јатото се смета дека произведува термички оџак од јонизиран гас, предизвикан од заедничкото делување на гасот од галактичкиот диск со галактичкиот ореол.[146]

Друго отворено јато во Змија Кауда е IC 4756, кое содржи најмалку една ѕвезда со голо око, HD 172365 [149] (друга ѕвезда со голо око во близина, HD 171586, најверојатно нема врска). Тоа се наоѓа на приближно 440 парсеци,[150] јатото се проценува дека е старо околу 800 милиони години, прилично старо за отворено јато.[151] И покрај присуството на Млечниот Пат во Змија Кауда, може да се најде едно глобуларно јато: NGC 6535, иако невидливо со голо око, може да се открие со мали телескопи северно од Зета Змија. Прилично мал и редок за глобуларно јато,[152] ова јато не содржи познати променливи ѕвезди од типот Лира, што е невообичаено за глобуларно јато.[153]

MWC 922 е ѕвезда опкружена со планетарна маглина. Таа е позната како маглина на Црвениот плоштад поради сличностите со маглината на Црвениот правоаголник. Оваа планетарна маглина се смета дека е речиси совршен квадрат со темен појас околу екваторијалните области. Маглината содржи концентрични прстени, кои се слични на оние што се гледаат во суперновата SN 1987A.[154] Самата MWC 922 е променлива ѕвезда од типот на FS Големо Куче,[155] што значи дека е ѕвезда Be која содржи исклучително сјајни спектрални линии на водород, како и одбрани забранети линии, најверојатно поради присуството на блиска бинарност.[156] Источно од Кси Змија се наоѓа уште една планетарна маглина, Абел 41, која ја содржи двојната ѕвезда МТ Змија во своето средиште. Се смета дека маглината има двополарна структура, а на оската на симетрија на маглината е откриено дека е во рамките на 5° од линијата нормална на орбиталната рамнина на ѕвездите, зајакнувајќи ја врската помеѓу двојните ѕвезди и двополарните планетарни маглини.[157] На другиот крај од спектарот на ѕвездената старост е L483, темна маглина која ја содржи протоѕвездата IRAS 18418-0440. Иако е класифицирана како протоѕвезда од класа 0, има некои необични карактеристики за таков објект, како што е недостатокот на ѕвездени ветрови со голема брзина, и се предлага дека овој објект е во премин помеѓу класата 0 и класата I. [158] Променлива маглина постои околу протоѕвездата, иако таа е видлива единствено во инфрацрвена светлина.[159]

 
Вестерхаут 40, едно од најблиските места на масивна ѕвездообразба

Облакот е масивен молекуларен облак што формира ѕвезди, кој се наоѓа во јужниот дел на Змија Кауда. Тој е оддалечен на два милиони години [160] и 420 парсеци,[161] и е познато дека облакот содржи многу протоѕвезди како што се Змија FIRS 1 [162] и Змија SVS 20.[163] Протојатото Змија Југ бил откриен од вселенскиот телескоп „Спицер“ на НАСА во јужниот дел од облакот,[164] и се смета дека формирањето на ѕвезди сè уште продолжува во регионот.[165] Друго место на ѕвездообразба е комплексот Вестерхаут 40, кој се состои од истакнато HII-подрачје во непосредна близина на молекуларен облак.[166] Тоа се наоѓа на околу 500 парсеци,[167] и е еден од најблиските масивни региони на ѕвбездообразба, но бидејќи молекуларниот облак го замаглува HII-подрачјето, што го прави тешко да се види и неговото вградено јато, не е толку добро проучено како другите.[168] Вграденото јато веројатно содржи над 600 ѕвезди над 0,1 сончеви маси,[169] со неколку масивни ѕвезди, вклучително и најмалку една ѕвезда од типот О, кои се одговорни за сјајноста на HII-подрачјето и производство на меур.[167]

И покрај присуството на Млечниот Пат, неколку активни галаксии се видливи и во Змија Кауда, како што е PDS 456, пронајдена во близина на Xi Змија. Најсуштински најсјајна блиска активна галаксија,[170] оваа AGN е откриено дека е исклучително променлива во спектарот на Х-зраци. Ова овозможило да се фрли сјајност врз природата на супермасивната црна дупка во средиштето, најверојатно Керовата црна дупка.[171] Можно е квазарот да поминува низ преминот од ултралузрачна инфрацрвена галаксија во класичен радио-тивок квазар, но со оваа теорија има проблеми и се смета дека објектот е исклучителен објект што не е целосно во рамките на сегашните класификациски системи.[170] Во близина се наоѓа NRAO 530, блазар за кој е познато дека повремено пламнува на рендгенските зраци. Еден од овие блесоци траел помалку од 2000 секунди, што го прави најкраткиот одблесок некогаш забележан во блазар од 2004 година.[172] Блазарот, исто така, се смета дека покажува периодична варијабилност во неговиот излез на радио бранови во два различни периоди од шест и десет години.[173]

Метеорски дождови

уреди

Постојат два метеорски дождови кои зрачат од Змија, Омега и Сигма. И двата дожда го достигнуваат врвот помеѓу 18 декември и 25 декември.[174]

Наводи

уреди
  1. ↑ Ridpath, Ian. „Serpens“. Star Tales. self-published. Посетено на 15 May 2014.
  2. ↑ Arnold, Maurice (Toby). „Arnold's Glossary of Anatomy“. Anatomy & Histology - Online Learning. The University of Sydney. Архивирано од изворникот на 2015-09-02. Посетено на 8 August 2015.
  3. ↑ White, Gavin (2007). Babylonian Star-Lore: An Illustrated Guide to the Star-lore and Constellations of Ancient Babylonia. Solaria Publications. стр. 180. ISBN 978-0-9559037-0-0.
  4. ↑ Ridpath, Ian. „Constellations: Andromeda–Indus“. Star Tales. self-published. Посетено на 1 April 2014.
  5. ↑ 5,0 5,1 „Serpens, Constellation Boundary“. The Constellations. International Astronomical Union. Посетено на 20 April 2014.
  6. ↑ Russell, H. N. (1922). „The New International Symbols for the Constellations“. Popular Astronomy. 30: 469–71. Bibcode:1922PA.....30..469R.
  7. ↑ Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations (2nd rev.. изд.). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  8. ↑ „* Alpha Serpentis – Star in double system“. SIMBAD. Посетено на 18 April 2014.
  9. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). „A catalogue of multiplicity among bright stellar systems“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): 869. arXiv:0806.2878. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
  10. ↑ Da Silva, R.; Porto De Mello, G. F.; Milone, A. C.; Da Silva, L.; Ribeiro, L. S.; Rocha-Pinto, H. J. (2012). „Accurate and homogeneous abundance patterns in solar-type stars of the solar neighbourhood: A chemo-chronological analysis“. Astronomy & Astrophysics. 542: A84. arXiv:1204.4433. Bibcode:2012A&A...542A..84D. doi:10.1051/0004-6361/201118751.
  11. ↑ „* Lambda Serpentis – Star“. SIMBAD. Посетено на 20 May 2014.
  12. ↑ Rosenthal, Lee J.; Fulton, Benjamin J.; Hirsch, Lea A.; Isaacson, Howard T.; Howard, Andrew W.; Dedrick, Cayla M.; Sherstyuk, Ilya A.; Blunt, Sarah C.; Petigura, Erik A. (2021), „The California Legacy Survey. I. A Catalog of 178 Planets from Precision Radial Velocity Monitoring of 719 Nearby Stars over Three Decades“, The Astrophysical Journal Supplement Series, 255 (1): 8, arXiv:2105.11583, Bibcode:2021ApJS..255....8R, doi:10.3847/1538-4365/abe23c
  13. ↑ Hall, J. C.; Henry, G. W.; Lockwood, G. W.; Skiff, B. A.; Saar, S. H. (2009). „The Activity and Variability of the Sun and Sun-Like Stars. Ii. Contemporaneous Photometry and Spectroscopy of Bright Solar Analogs“. The Astronomical Journal. 138 (1): 312. Bibcode:2009AJ....138..312H. CiteSeerX 10.1.1.216.9004. doi:10.1088/0004-6256/138/1/312.
  14. ↑ „* Psi Serpentis – Double or multiple star“. SIMBAD. Посетено на 21 June 2014.
  15. ↑ „IAU Catalog of Star Names“. International Astronomical Union. Посетено на 2018-09-17.
  16. ↑ „* Beta Serpentis – Star in double system“. SIMBAD. Посетено на 12 May 2014.
  17. ↑ „* Beta Serpentis B – Star in double system“. SIMBAD. Посетено на 12 May 2014.
  18. ↑ Shaya, E. J.; Olling, R. P. (2011). „Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of The Hipparcos Catalogue“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 192 (1): 2. arXiv:1007.0425. Bibcode:2011ApJS..192....2S. doi:10.1088/0067-0049/192/1/2.
  19. ↑ VSX (4 January 2010). „R Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 22 May 2014.
  20. ↑ „* Gamma Serpentis – Variable star“. SIMBAD. Посетено на 22 May 2014.
  21. ↑ Bi, S. -L.; Basu, S.; Li, L. -H. (2008). „Seismological Analysis of the Stars γ Serpentis and ι Leonis: Stellar Parameters and Evolution“. The Astrophysical Journal. 673 (2): 1093–1105. Bibcode:2008ApJ...673.1093B. doi:10.1086/521575.
  22. ↑ Muterspaugh, Matthew W.; и др. (2010). „The Phases Differential Astrometry Data Archive. II. Updated Binary Star Orbits and a Long Period Eclipsing Binary“. The Astronomical Journal. 140 (6): 1623–1630. arXiv:1010.4043. Bibcode:2010AJ....140.1623M. doi:10.1088/0004-6256/140/6/1623.
  23. ↑ Malkov, O. Y.; Tamazian, V. S.; Docobo, J. A.; Chulkov, D. A. (2012). „Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries“. Astronomy & Astrophysics. 546: A69. Bibcode:2012A&A...546A..69M. doi:10.1051/0004-6361/201219774.
  24. ↑ „* Delta Serpentis – Double or multiple star“. SIMBAD. Посетено на 18 May 2014.
  25. ↑ „* Delta Serpentis B – Star in double system“. SIMBAD. Посетено на 18 May 2014.
  26. ↑ VSX (4 January 2010). „Delta Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 18 May 2014.
  27. ↑ „* 16 Serpentis – Star“. SIMBAD. Посетено на 24 May 2014.
  28. ↑ Tomkin, J.; Lambert, D. L. (1986). „Heavy-element abundances in the mild barium stars Omicron Virginis and 16 Serpentis“. The Astrophysical Journal. 311: 819. Bibcode:1986ApJ...311..819T. doi:10.1086/164821.
  29. ↑ VSX (4 January 2010). „Chi Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 26 May 2014.
  30. ↑ Loden, L. O. (July 1983), „A physical study of the Ursa Major cluster (with special attention to the peculiar A stars)“, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 53: 33–42, Bibcode:1983A&AS...53...33L.
  31. ↑ „* Epsilon Serpentis – Star“. SIMBAD. Посетено на 26 May 2014.
  32. ↑ „* Mu Serpentis – Star“. SIMBAD. Посетено на 26 May 2014.
  33. ↑ Adelman, S. J.; Albayrak, B. (1998). „Elemental abundance analyses with DAO spectrograms -- XX. The early a stars epsilon Serpentis, 29 Vulpeculae and sigma Aquarii“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 300 (2): 359. Bibcode:1998MNRAS.300..359A. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01859.x.
  34. ↑ Gontcharov, G. A.; Kiyaeva, O. V. (2010). „Photocentric orbits from a direct combination of ground-based astrometry with Hipparcos II. Preliminary orbits for six astrometric binaries“. New Astronomy. 15 (3): 324–331. arXiv:1606.08182. Bibcode:2010NewA...15..324G. doi:10.1016/j.newast.2009.09.006.
  35. ↑ Nikolov, G.; Atanasova, E.; Iliev, I. K.; Paunzen, E.; Barzova, I. S. (April 2008). „Spectroscopic orbit determination of two metal-weak dwarf stars: HD64491 and HD141851“. Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso. 38 (2): 433–434. Bibcode:2008CoSka..38..433N.
  36. ↑ Mason, Brian D.; и др. (September 2010). „Binary Star Orbits. IV. Orbits of 18 Southern Interferometric Pairs“. The Astronomical Journal. 140 (3): 735–743. Bibcode:2010AJ....140..735M. doi:10.1088/0004-6256/140/3/735.
  37. ↑ Petrie, R. M.; Phibbs, Edgar (1950). „Redetermination of the Spectrographic Orbits of Iota Pegasi and 25 Serpentis“. Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria. 8: 225–234. Bibcode:1950PDAO....8..225P.
  38. ↑ VSX; Otero, S. A (10 February 2012). „PT Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 28 May 2014.
  39. ↑ Wunder, E. (October 1991). „Period Changes of Bright RR Lyrae Stars SU Dra and VY Ser“. Information Bulletin on Variable Stars. 3669 (1): IBVS Homepage. Bibcode:1991IBVS.3669....1W.
  40. ↑ VSX; Otero, S. A (28 June 2012). „Tau4 Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 24 June 2014.
  41. ↑ Kolotilov, E. A.; Russev, R. M. (January 1980). „Inverse P Cyg Profile of Halpha in the Spectrum of the Red Giant HD 139216 = tau4 Ser“. Information Bulletin on Variable Stars. 1730: 1. Bibcode:1980IBVS.1730....1K.
  42. ↑ Galactic Star and Planet Formation Research Group. „Lecture 7: The Collapse of Cores and Infall“ (PDF). Department of Physics and Astronomy, University of Toledo. Посетено на 17 July 2015.
  43. ↑ Sato, B.; Omiya, M.; Harakawa, H.; Liu, Y. -J.; Izumiura, H.; Kambe, E.; Takeda, Y.; Yoshida, M.; Itoh, Y. (2013). „Planetary Companions to Three Evolved Intermediate-Mass Stars: HD 2952, HD 120084, and ω Serpentis“. Publications of the Astronomical Society of Japan. 65 (4): 85. arXiv:1304.4328. Bibcode:2013PASJ...65...85S. doi:10.1093/pasj/65.4.85.
  44. ↑ Parsons, S. G.; Marsh, T. R.; Copperwheat, C. M.; Dhillon, V. S.; Littlefair, S. P.; Gänsicke, B. T.; Hickman, R. (2010). „Precise mass and radius values for the white dwarf and low mass M dwarf in the pre-cataclysmic binary NN Serpentis“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 402 (4): 2591. arXiv:0909.4307. Bibcode:2010MNRAS.402.2591P. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16072.x.
  45. ↑ Marsh, T. R.; Parsons, S. G.; Bours, M. C. P.; Littlefair, S. P.; Copperwheat, C. M.; Dhillon, V. S.; Breedt, E.; Caceres, C.; Schreiber, M. R. (2013). „The planets around NN Serpentis: Still there“ (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (1): 475. arXiv:1310.1391. Bibcode:2014MNRAS.437..475M. doi:10.1093/mnras/stt1903.
  46. ↑ Endl, Michael; Hatzes, Artie P.; Cochran, William D.; McArthur, Barbara; Prieto, Carlos Allende; Paulson, Diane B.; Guenther, Eike; Bedalov, Ana (2004). „HD 137510: An Oasis in the Brown Dwarf Desert“. The Astrophysical Journal. 611 (2): 1121–1124. arXiv:astro-ph/0404584. Bibcode:2004ApJ...611.1121E. doi:10.1086/422310.
  47. ↑ Fonseca, E.; Stairs, I. H.; Thorsett, S. E. (2014). „A Comprehensive Study of Relativistic Gravity Using PSR B1534+12“. The Astrophysical Journal. 787 (1): 82. arXiv:1402.4836. Bibcode:2014ApJ...787...82F. doi:10.1088/0004-637X/787/1/82.
  48. ↑ Durant, M.; Kargaltsev, O.; Volkov, I.; Pavlov, G. G. (2011). „Orbital Variation of the X-Ray Emission from the Double Neutron Star Binary J1537+1155“. The Astrophysical Journal. 741 (1): 65. arXiv:1108.3330. Bibcode:2011ApJ...741...65D. doi:10.1088/0004-637X/741/1/65.
  49. ↑ Hekker, S.; Aerts, C. (2010). „Line-profile variations of stochastically excited oscillations in four evolved stars“. Astronomy and Astrophysics. 515: A43. arXiv:1002.2212. Bibcode:2010A&A...515A..43H. doi:10.1051/0004-6361/200912777.
  50. ↑ Tabur, V.; и др. (December 2010), „Period-luminosity relations of pulsating M giants in the solar neighbourhood and the Magellanic Clouds“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 409 (2): 777–788, arXiv:1007.2974, Bibcode:2010MNRAS.409..777T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17341.x
  51. ↑ „Xi Serpentis – Spectroscopic binary“. SIMBAD. Посетено на 21 June 2014.
  52. ↑ Gray, R. O.; и др. (July 2006), „Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample“, The Astronomical Journal, 132 (1): 161–170, arXiv:astro-ph/0603770, Bibcode:2006AJ....132..161G, doi:10.1086/504637.
  53. ↑ Halbwachs, J. L. (1981). „List of Estimated Angular Separations of Spectroscopic Binaries“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 44: 47. Bibcode:1981A&AS...44...47H.
  54. ↑ Boyajian, Tabetha S.; и др. (July 2013). „Stellar Diameters and Temperatures. III. Main-sequence A, F, G, and K Stars: Additional High-precision Measurements and Empirical Relations“. The Astrophysical Journal. 771 (1): 31. arXiv:1306.2974. Bibcode:2013ApJ...771...40B. doi:10.1088/0004-637X/771/1/40. 40. See Table 3.
  55. ↑ „Nu Serpentis – Star in double system“. SIMBAD. Посетено на 20 June 2014.
  56. ↑ „Omicron Serpentis – Variable Star of delta Sct type“. SIMBAD. Посетено на 20 June 2014.
  57. ↑ „Zeta Serpentis – Star“. SIMBAD. Посетено на 20 June 2014.
  58. ↑ „BD-12 4724 – Star in double system“. SIMBAD. Посетено на 20 June 2014.
  59. ↑ VSX (4 January 2010). „Omicron Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 20 June 2014.
  60. ↑ Pavlenko, E. P.; Bochkov, V. V.; Vasil'yanovskaya, O. P. (1996). „9,6-Year periodicity of symbiotic nova RT Ser (1909) during the outburst decay from 1940 to 1994“. Astrophysics. 39 (1): 15–19. Bibcode:1996Ap.....39...15P. doi:10.1007/BF02044949.
  61. ↑ VSX; Osborne, W. (1 April 2014). „RT Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 28 May 2014.
  62. ↑ Tilley, E. C. (1943). „A Spectrographic Study of the Triple System in 59 D Serpentis“. The Astrophysical Journal. 98: 347. Bibcode:1943ApJ....98..347T. doi:10.1086/144577.
  63. ↑ Abt, H. A. (2009). „MK Classifications of Spectroscopic Binaries“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (1): 117–118. Bibcode:2009ApJS..180..117A. doi:10.1088/0067-0049/180/1/117.
  64. ↑ „HD 169986 – Star in double system“. SIMBAD. Посетено на 25 May 2014.
  65. ↑ VSX (4 January 2010). „d Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 25 May 2014.
  66. ↑ VSX (28 April 2010). „FH Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 23 June 2014.
  67. ↑ Hamaguchi, K.; Terada, H.; Bamba, A.; Koyama, K. (2000). „Large X-Ray Flare from the Herbig Be Star MWC 297“. The Astrophysical Journal. 532 (2): 1111. arXiv:astro-ph/9911120. Bibcode:2000ApJ...532.1111H. doi:10.1086/308607.
  68. ↑ Acke, B.; Verhoelst, T.; van den Ancker, M. E.; Deroo, P.; Waelkens, C.; Chesneau, O.; Tatulli, E.; Benisty, M.; Puga, E. (2008). „MWC 297: A young high-mass star rotating at critical velocity“. Astronomy and Astrophysics. 485 (1): 209–221. arXiv:0804.1212. Bibcode:2008A&A...485..209A. doi:10.1051/0004-6361:200809654.
  69. ↑ Ripepi, V.; Bernabei, S.; Marconi, M.; Ruoppo, A.; Palla, F.; Monteiro, M. J. P. F. G.; Marques, J. P.; Ferrara, P.; Marinoni, S. (2007). „Discovery of δ Scuti pulsation in the Herbig Ae star VV Serpentis“. Astronomy and Astrophysics. 462 (3): 1023. arXiv:astro-ph/0610194. Bibcode:2007A&A...462.1023R. doi:10.1051/0004-6361:20065728.
  70. ↑ Alonso-Albi, T.; Fuente, A.; Bachiller, R.; Neri, R.; Planesas, P.; Testi, L. (2008). „The Dusty Disk around VV Serpens“. The Astrophysical Journal. 680 (2): 1289–1294. arXiv:0802.4152. Bibcode:2008ApJ...680.1289A. doi:10.1086/587935.
  71. ↑ VSX; Otero, S. A. (23 November 2011). „VV Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 28 May 2014.
  72. ↑ Ridpath, Ian, уред. (2012). „UX Orionis star“. A dictionary of astronomy (2. изд.). Oxford: Oxford University Press. doi:10.1093/acref/9780199609055.001.0001. ISBN 9780191739439. Посетено на 8 August 2015.
  73. ↑ VSX (4 January 2010). „MV Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 25 May 2014.
  74. ↑ López-García, Z.; Adelman, S. J.; Pintado, O. I. (2001). „Elemental abundance studies of CP stars“. Astronomy and Astrophysics. 367 (3): 859–864. Bibcode:2001A&A...367..859L. doi:10.1051/0004-6361:20000438.
  75. ↑ „HR 7008 – Star in Cluster“. SIMBAD. Посетено на 14 December 2014.
  76. ↑ Andrievsky, S. M.; Gorlova, N. I.; Klochkova, V. G.; Kovtyuch, V. V.; Panchuk, V. E. (1999). „The Lithium-rich supergiant HD172365“. Astronomische Nachrichten. 320 (1): 35–41. Bibcode:1999AN....320...35A. doi:10.1002/1521-3994(199903)320:1<35::aid-asna35>3.0.co;2-f.
  77. ↑ Ibanoǧlu, C.; Evren, S.; Taş, G.; Çakırlı, Ö.; Bozkurt, Z.; Afşar, M.; Sipahi, E.; Dal, H. A.; Özdarcan, O. (2009). „Spectroscopic and photometric observations of the selected Algol-type binaries - IV. V799 Cassiopeiae, BX Piscium and HD 172189“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 392 (2): 757. Bibcode:2009MNRAS.392..757I. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14087.x.
  78. ↑ Costa, J. E. S.; Michel, E.; Peña, J.; Creevey, O.; Li, Z. P.; Chevreton, M.; Belmonte, J. A.; Alvarez, M.; Fox Machado, L. (2007). „Pulsational frequencies of the eclipsing δ Scuti star HD 172189. Results of the STEPHI XIII campaign“. Astronomy and Astrophysics. 468 (2): 637–642. arXiv:0706.4083. Bibcode:2007A&A...468..637C. doi:10.1051/0004-6361:20065784.
  79. ↑ Gutiérrez-Soto, J.; Fabregat, J.; Suso, J.; Suárez, J. C.; Moya, A.; Garrido, R.; Hubert, A. -M.; Floquet, M.; Neiner, C. (2007). „Multiperiodic pulsations in the Be stars NW Serpentis and V1446 Aquilae“. Astronomy and Astrophysics. 472 (2): 565–570. Bibcode:2007A&A...472..565G. doi:10.1051/0004-6361:20077414.
  80. ↑ De Becker, M.; Rauw, G.; Blomme, R.; Pittard, J. M.; Stevens, I. R.; Runacres, M. C. (2005). „An XMM-Newton observation of the multiple system HD 167971 (O5-8V + O5-8V + (O8I)) and the young open cluster NGC 6604“. Astronomy and Astrophysics. 437 (3): 1029–1046. arXiv:astro-ph/0503471. Bibcode:2005A&A...437.1029D. doi:10.1051/0004-6361:20052810.
  81. ↑ Ibanoglu, C.; Cakirli, O.; Sipahi, E. (2013). „MY Serpentis: A high-mass triple system in the Ser OB2 association“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 436 (1): 750–758. arXiv:1308.4971. Bibcode:2013MNRAS.436..750I. doi:10.1093/mnras/stt1616.
  82. ↑ VSX (4 January 2010). „V411 Serpentis“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 25 May 2014.
  83. ↑ Conti, P. S.; Ebbets, D.; Massey, P.; Niemela, V. S. (1980). „Spectroscopic studies of O-type binaries. V - the Of System HD 166734“. The Astrophysical Journal. 238: 184. Bibcode:1980ApJ...238..184C. doi:10.1086/157971.
  84. ↑ Hubrig, S.; Carroll, T. A.; Gonzalez, J. F.; Scholler, M.; Ilyin, I.; Saffe, C.; Castelli, F.; Leone, F.; Giarrusso, M. (2014). „The magnetic field in HD 161701, the only binary system identified to consist of an Hg Mn primary and an Ap secondary“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 440: L6–L10. Bibcode:2014MNRAS.440L...6H. doi:10.1093/mnrasl/slu012. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  85. ↑ Weiland, J. L.; Shore, S. N.; Beaver, E. A.; Lyons, R. W.; Rosenblatt, E. I. (1995). „Goddard High-Resolution Spectrograph Observations of the Interacting Binary System W Serpentis“. The Astrophysical Journal. 447: 401. Bibcode:1995ApJ...447..401W. doi:10.1086/175883.
  86. ↑ Mennickent, R. E.; Kolaczkowski, Z. (2009). „Interacting Binary Star Environments and the W Ser - DPV - Algol Connection“. The Interferometric View on Hot Stars. 38: 23–26. arXiv:0904.1539. Bibcode:2010RMxAC..38...23M.
  87. ↑ Cappa, C. E. (2002). „VLA Radio Continuum and IRAS Observations of the Ring Nebulae around WR 101 and WR 113“. The Astronomical Journal. 123 (6): 3348–3355. Bibcode:2002AJ....123.3348C. doi:10.1086/340725.
  88. ↑ David-Uraz, Alexandre (2012). „Using MOST to reveal the secrets of the mischievous Wolf-Rayet binary CV Ser“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (3): 1720–1730. arXiv:1207.6032. Bibcode:2012MNRAS.426.1720D. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21736.x.
  89. ↑ Lin, Dacheng (2012). „The Spectral Evolution Along the Z Track of the Bright Neutron Star X-Ray Binary GX 17+2“. The Astrophysical Journal. 756 (1): 34. arXiv:1207.1107. Bibcode:2012ApJ...756...34L. doi:10.1088/0004-637X/756/1/34.
  90. ↑ Bornak, Jillian (2009). „A Possible Period for the K-Band Brightening Episodes of GX 17+2“. The Astrophysical Journal. 701 (2): L110–L113. arXiv:0907.4348. Bibcode:2009ApJ...701L.110B. doi:10.1088/0004-637X/701/2/L110.
  91. ↑ Cornelisse, R. (2002). „A four-hours long burst from Serpens X-1“. Astronomy and Astrophysics. 382 (1): 174–177. arXiv:astro-ph/0111263. Bibcode:2002A&A...382..174C. doi:10.1051/0004-6361:20011591.
  92. ↑ Sky Catalogue 2000.0, Volume 2: Double Stars, Variable Stars, and Nonstellar Objects (edited by Alan Hirshfeld and Roger W. Sinnott, 1985), Chapter 3: Glossary of Selected Astronomical Names.
  93. ↑ Sky and Telescope, November 1961, page 263.
  94. ↑ Deep-Sky Name Index 2000.0 - Hugh C. Maddocks (Foxon-Maddocks Associates, 1991).
  95. ↑ Bailer-Jones, C.A.L.; Rybizki, J; Andrae, R.; Fouesnea, M. (2018). „New stellar encounters discovered in the second Gaia data release“. Astronomy & Astrophysics. 616: A37. arXiv:1805.07581. Bibcode:2018A&A...616A..37B. doi:10.1051/0004-6361/201833456.
  96. ↑ Berski, Filip; Dybczyński, Piotr A. (2016-11-01). „Gliese 710 will pass the Sun even closer“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 595: L10. Bibcode:2016A&A...595L..10B. doi:10.1051/0004-6361/201629835. ISSN 0004-6361.
  97. ↑ García-Sánchez, J.; и др. (1999). „Stellar encounters with the Oort cloud based on Hipparcos data“. The Astronomical Journal. 117 (2): 1042–1055. Bibcode:1999AJ....117.1042G. doi:10.1086/300723.
  98. ↑ Frommert, H.; Kronberg, C. (21 August 2007). „Messier 5“. SEDS. Посетено на 16 December 2014.
  99. ↑ Paust, N. E. Q.; Reid, I. N.; Piotto, G.; Aparicio, A.; Anderson, J.; Sarajedini, A.; Bedin, L. R.; Chaboyer, B.; Dotter, A. (2010). „The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. Viii. Effects of Environment on Globular Cluster Global Mass Functions“. The Astronomical Journal. 139 (2): 476. Bibcode:2010AJ....139..476P. doi:10.1088/0004-6256/139/2/476. |hdl-access= бара |hdl= (help)CS1-одржување: display-автори (link)
  100. ↑ Szeidl, B.; Hurta, Zs.; Jurcsik, J.; Clement, C.; Lovas, M. (2011). „Long-term photometric monitoring of Messier 5 variables - I. Period changes of RR Lyrae stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 411 (3): 1744–1762. arXiv:1010.1115. Bibcode:2011MNRAS.411.1744S. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17815.x.
  101. ↑ Harris, William E. (1996). „A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way“. The Astronomical Journal. 112: 1487. Bibcode:1996AJ....112.1487H. doi:10.1086/118116.
  102. ↑ Freire, P. C. C.; Wolszczan, A.; van den Berg, M.; Hessels, J. W. T. (2008). „A Massive Neutron Star in the Globular Cluster M5“. The Astrophysical Journal. 679 (2): 1433–1442. arXiv:0712.3826. Bibcode:2008ApJ...679.1433F. doi:10.1086/587832.
  103. ↑ Viaux, N.; Catelan, M.; Stetson, P. B.; Raffelt, G. G.; Redondo, J.; Valcarce, A. A. R.; Weiss, A. (2013). „Particle-physics constraints from the globular cluster M5: Neutrino dipole moments“. Astronomy & Astrophysics. 558: A12. arXiv:1308.4627. Bibcode:2013A&A...558A..12V. doi:10.1051/0004-6361/201322004.
  104. ↑ Coutts Clement, Christine M.; Sawyer Hogg, Helen (August 1977). „The Bright Variable Stars in Messier 5“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 71: 281. Bibcode:1977JRASC..71..281C. Посетено на 1 March 2021.
  105. ↑ „William Herschel's Observations of the Messier Objects“. www.messier.seds.org. Students for the Exploration and Development of Space. Архивирано од изворникот на 24 June 2021. Посетено на 1 March 2021.
  106. ↑ Ibata, R.; Gibson, B. (2007). „The Ghosts of Galaxies Past“. Scientific American. 296 (4): 40–5. Bibcode:2007SciAm.296d..40I. doi:10.1038/scientificamerican0407-40. PMID 17479629.
  107. ↑ Martell, S. L.; Smith, G. H.; Grillmair, C. J. (2002). „A New Age Measurement for Palomar 5“. American Astronomical Society, 201st AAS Meeting, #07.11; Bulletin of the American Astronomical Society. 34: 1103. Bibcode:2002AAS...201.0711M.
  108. ↑ Chen, C. W.; Chen, W. P. (October 2010), „Morphological Distortion of Galactic Globular Clusters“, The Astrophysical Journal, 721 (2): 1790–1819, Bibcode:2010ApJ...721.1790C, doi:10.1088/0004-637X/721/2/1790
  109. ↑ Clark, F. O.; Johnson, D. R. (1981). „The L134-L183-L1778 system of interstellar clouds“. Astrophysical Journal, Part 1. 247: 104–111. Bibcode:1981ApJ...247..104C. doi:10.1086/159014.
  110. ↑ Cernis, K.; Straizys, V. (1992). „On the distance of the high latitude dark cloud LYNDS 134 in Serpens“. Baltic Astronomy. 1 (2): 163. Bibcode:1992BaltA...1..163C. doi:10.1515/astro-1992-0204.
  111. ↑ Lehtinen, K.; Mattila, K.; Lemke, D.; Juvela, M.; Prusti, T.; Laureijs, R. (2003). „Faar infrared observations of pre-protostellar sources in Lynds 183“. Astronomy and Astrophysics. 398 (2): 571–581. arXiv:astro-ph/0209617. Bibcode:2003A&A...398..571L. doi:10.1051/0004-6361:20021411. ISSN 0004-6361.
  112. ↑ Pagani, L.; Bacmann, A.; Motte, F.; Cambrésy, L.; Fich, M.; Lagache, G.; Miville-Deschênes, M.-A.; Pardo, J.-R.; Apponi, A. J. (2004). „L183 (L134N) Revisited“. Astronomy and Astrophysics. 417 (2): 605–613. Bibcode:2004A&A...417..605P. doi:10.1051/0004-6361:20034087. ISSN 0004-6361.
  113. ↑ Kirk, Jason M.; Crutcher, Richard M.; Ward-Thompson, Derek (2009). „BIMA N2H+1-0 Mapping Observations of L183: Fragmentation and Spin-up in a Collapsing, Magnetized, Rotating, Prestellar Core“. The Astrophysical Journal. 701 (2): 1044–1052. arXiv:0906.3632. Bibcode:2009ApJ...701.1044K. doi:10.1088/0004-637X/701/2/1044. ISSN 0004-637X.
  114. ↑ Juvela, M.; Mattila, K.; Lehtinen, K.; Lemke, D.; Laureijs, R.; Prusti, T. (2002). „Far-infrared and molecular line observations of Lynds 183 – Studies of cold gas and dust“. Astronomy and Astrophysics. 382 (2): 583–599. arXiv:astro-ph/0111216. Bibcode:2002A&A...382..583J. doi:10.1051/0004-6361:20011539. ISSN 0004-6361.
  115. ↑ „NED results for object NGC 5962“. NASA/IPAC Extragalactic Database. Посетено на 3 June 2015.
  116. ↑ Gil De Paz, Armando; Boissier, Samuel; Madore, Barry F.; Seibert, Mark; Joe, Young H.; Boselli, Alessandro; Wyder, Ted K.; Thilker, David; Bianchi, Luciana (2007). „The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 173 (2): 185–255. arXiv:astro-ph/0606440. Bibcode:2007ApJS..173..185G. doi:10.1086/516636.CS1-одржување: display-автори (link)
  117. ↑ Im, Myungshin; и др. (February 2019). „Intensive Monitoring Survey of Nearby Galaxies (IMSNG)“. Journal of the Korean Astronomical Society. 52 (1): 11–21. arXiv:1901.11353. Bibcode:2019JKAS...52...11I. doi:10.5303/JKAS.2019.52.1.11.
  118. ↑ Mao, Yao-Yuan; и др. (February 2021). „The SAGA Survey. II. Building a Statistical Sample of Satellite Systems around Milky Way-like Galaxies“. The Astrophysical Journal. 907 (2): 35. arXiv:2008.12783. Bibcode:2021ApJ...907...85M. doi:10.3847/1538-4357/abce58. 85.
  119. ↑ „NED results for object NGC 5921“. NASA/IPAC Extragalactic Database. Посетено на 3 June 2015.
  120. ↑ Gal-Yam, A.; Shemmer, O.; Dann, J. (2001). „Supernova 2001X in NGC 5921“. IAU Circular. 7602: 2. Bibcode:2001IAUC.7602....2G.
  121. ↑ Hernández-Toledo, H. M.; Zendejas-Domínguez, J.; Avila-Reese, V. (2007). „BVRISurface Photometry of Isolated Spiral Galaxies“. The Astronomical Journal. 134 (6): 2286–2307. arXiv:0705.2041. Bibcode:2007AJ....134.2286H. doi:10.1086/521358.
  122. ↑ Stockdale, C. J.; Heim, M. S.; Vandrevala, C. M.; Bauer, F. E.; van Dyk, S. D.; Weiler, K. W.; Pooley, D.; Immler, S.; Dwarkadas, V. (2009). „Supernovae 1996aq and 2004dk“. Central Bureau for Electronic Telegrams. 1714: 1. Bibcode:2009CBET.1714....1S.
  123. ↑ 123,0 123,1 123,2 123,3 Wilkins, Jamie; Dunn, Robert (2006). 300 Astronomical Objects: A Visual Reference to the Universe (1st. изд.). Buffalo, New York: Firefly Books. ISBN 978-1-55407-175-3.
  124. ↑ Gonzalez Delgado, Rosa M.; Perez, Enrique (August 1996). „The circumnuclear region in the Seyfert 2 galaxy NGC 5953“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 281 (3): 781–798. Bibcode:1996MNRAS.281..781G. doi:10.1093/mnras/281.3.781.
  125. ↑ Rawlings, S.; Saunders, R; Miller, P.; Jones, M. E.; Eales, S. A. (1990). „A New Identification for the Giant Radiosource 3C326“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 246 (3): 21. Bibcode:1990MNRAS.246P..21R.
  126. ↑ Guillard, P.; Boulanger, F.; Lehnert, M. D.; Pineau de Forêts, G.; Combes, F.; Falgarone, E.; Bernard-Salas, J. (2015). „Exceptional AGN-driven turbulence inhibits star formation in the 3C 326N radio galaxy“. Astronomy & Astrophysics. 574: 15. arXiv:1410.6155. Bibcode:2015A&A...574A..32G. doi:10.1051/0004-6361/201423612.
  127. ↑ Kanov, Kalin N.; Sarazin, Craig L.; Hicks, Amalia K. (2006). „Chandra Observation of the Interaction of the Radio Source and Cooling Core in Abell 2063“. The Astrophysical Journal. 653 (1): 184–192. arXiv:astro-ph/0609037. Bibcode:2006ApJ...653..184K. doi:10.1086/508862.
  128. ↑ Krempec-Krygier, J.; Krygier, B. (1999). „Interaction of Abell Cluster 2063 and the Group of Galaxies MKW3s“. Acta Astronomica. 49: 403. Bibcode:1999AcA....49..403K.
  129. ↑ Giacintucci, S.; Mazzotta, P.; Brunetti, G.; Venturi, T.; Bardelli, S. (2006). „Evidence of gas heating by the central AGN in MKW 3s“. Astronomische Nachrichten. 327 (5–6): 573–574. Bibcode:2006AN....327..573G. doi:10.1002/asna.200610594.
  130. ↑ O’Sullivan, Ewan; Giacintucci, Simona; David, Laurence P.; Vrtilek, Jan M.; Raychaudhury, Somak (2011). „A deep Chandra observation of the poor cluster AWM 4 - II. The role of the radio jets in enriching the intracluster medium“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 411 (3): 1833–1842. arXiv:1010.0610. Bibcode:2011MNRAS.411.1833O. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17812.x.
  131. ↑ Venturi, T.; Dallacasa, D.; Stefanachi, F. (2004). „Radio galaxies in cooling core clusters. Renewed activity in the nucleus of 3C 317?“. Astronomy and Astrophysics. 422 (2): 515–522. arXiv:astro-ph/0404571. Bibcode:2004A&A...422..515V. doi:10.1051/0004-6361:20040089.
  132. ↑ Lee, Myung Gyoon; Kim, Eunhyeuk; Geisler, Doug; Bridges, Terry; Ashman, Keith (2002). „A Comparative Study of Globular Cluster Systems in UGC 9799 and NGC 1129“. Extragalactic Star Clusters. 207: 330. arXiv:astro-ph/0109248. Bibcode:2002IAUS..207..330L.
  133. ↑ Shaver, P. A.; Robertson, J. G. (1985). „The close QSO pair Q1548 + 114A, B“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 212: 15P–20P. Bibcode:1985MNRAS.212P..15S. doi:10.1093/mnras/212.1.15p.
  134. ↑ Claeskens, J.-F.; Lee, D.-W.; Remy, M.; Sluse, D.; Surdej, J. (2000). „QSO mass constraints from gravitational lensing studies of quasar pairs. The cases of Q1548+114 A & B and Q1148+0055 A & B“. Astronomy and Astrophysics. 356: 840. Bibcode:2000A&A...356..840C.
  135. ↑ Evans, Daniel A.; Fong, Wen-Fai; Hardcastle, Martin J.; Kraft, Ralph P.; Lee, Julia C.; Worrall, Diana M.; Birkinshaw, Mark; Croston, Judith H.; Muxlow, Tom W. B. (2008). „A Radio through X-Ray Study of the Jet/Companion-Galaxy Interaction in 3C 321“. The Astrophysical Journal. 675 (2): 1057–1066. arXiv:0712.2669. Bibcode:2008ApJ...675.1057E. doi:10.1086/527410.
  136. ↑ Fèvre, O. Le; Hammer, F.; Nottale, L.; Mathez, G. (March 25, 1987). „Is 3C324 the first gravitationally lensed giant galaxy?“. Nature. 326 (6110): 268–269. Bibcode:1987Natur.326..268L. doi:10.1038/326268a0.
  137. ↑ Yamada, Toru; Kajisawa, Masaru; Tanaka, Ichi; Maihara, Toshinori; Iwamuro, Fumihide; Terada, Hiroshi; Goto, Miwa; Motohara, Kentaro; Tanabe, Hirohisa (2000). „High-Resolution Near-Infrared Imaging of the Powerful Radio Galaxy 3C 324 at z = 1.21 with the Subaru Telescope“. Publications of the Astronomical Society of Japan. 52 (1): 43–51. arXiv:astro-ph/0002390. Bibcode:2000PASJ...52...43Y. doi:10.1093/pasj/52.1.43. ISSN 0004-6264.
  138. ↑ Treves, A.; Falomo, R.; Uslenghi, M. (2007). „On the distance of PG 1553+11“. Astronomy and Astrophysics. 473 (3): L17–L19. arXiv:0709.1271. Bibcode:2007A&A...473L..17T. doi:10.1051/0004-6361:20078290. ISSN 0004-6361.
  139. ↑ Abdo, A. A.; Ackermann, M.; Ajello, M.; Atwood, W. B.; Axelsson, M.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Bastieri, D. (2010). „Fermi Observations of the Very Hard Gamma-Ray Blazar PG 1553+113“. The Astrophysical Journal. 708 (2): 1310–1320. arXiv:0911.4252. Bibcode:2010ApJ...708.1310A. doi:10.1088/0004-637X/708/2/1310. ISSN 0004-637X.CS1-одржување: display-автори (link)
  140. ↑ Abramowski, A.; Aharonian, F.; Benkhali, F. Ait; Akhperjanian, A. G.; Angüner, E. O.; Backes, M.; Balenderan, S.; Balzer, A.; Barnacka, A. (2015). „The 2012 Flare of PG 1553+113 Seen with H.E.S.S. and Fermi-LAT“. The Astrophysical Journal. 802 (1): 65. arXiv:1501.05087. Bibcode:2015ApJ...802...65A. doi:10.1088/0004-637X/802/1/65. ISSN 1538-4357.CS1-одржување: display-автори (link)
  141. ↑ Gorosabel, J.; Castro-Tirado, A. J.; Wolf, C.; Heidt, J.; Seitz, T.; Thommes, E.; Bartolini, C.; Guarnieri, A.; Masetti, N. (1998). „An optical study of the GRB 970111 field beginning 19 hours after the gamma-ray burst“. Astronomy and Astrophysics. 339: 719–728. arXiv:astro-ph/9809034. Bibcode:1998A&A...339..719G.CS1-одржување: display-автори (link)
  142. ↑ Feroci, M.; Antonelli, L. A.; Guainazzi, M.; Muller, J. M.; Costa, E.; Piro, L.; In 't Zand, J. J. M.; Frontera, F.; Dal Fiume, D. (1998). „BeppoSAX follow-up search for the X-ray afterglow of GRB970111“. Astronomy and Astrophysics. 332: L29. arXiv:astro-ph/9803015. Bibcode:1998A&A...332L..29F.CS1-одржување: display-автори (link)
  143. ↑ Thöne, C. C.; Kann, D. A.; Jóhannesson, G.; Selj, J. H.; Jaunsen, A. O.; Fynbo, J. P. U.; Akerlof, C. W.; Baliyan, K. S.; Bartolini, C. (2010). „Photometry and spectroscopy of GRB 060526: A detailed study of the afterglow and host galaxy of az = 3.2 gamma-ray burst“. Astronomy & Astrophysics. 523: A70. arXiv:0806.1182. Bibcode:2010A&A...523A..70T. doi:10.1051/0004-6361/200810340.CS1-одржување: display-автори (link)
  144. ↑ Kuhn, Michael A.; Hillenbrand, Lynne A.; Sills, Alison; Feigelson, Eric D.; Getman, Konstantin V. (2018). „Kinematics in Young Star Clusters and Associations with Gaia DR2“. The Astrophysical Journal. 870 (1): 32. arXiv:1807.02115. Bibcode:2019ApJ...870...32K. doi:10.3847/1538-4357/aaef8c.
  145. ↑ Levy, David H. (2005). Deep Sky Objects. Prometheus Books. стр. 112–113. ISBN 1-59102-361-0.
  146. ↑ 146,0 146,1 Forbes, D. (2000). „The Serpens OB2 Association and Its Thermal "Chimney"“. The Astronomical Journal. 120 (5): 2594–2608. Bibcode:2000AJ....120.2594F. doi:10.1086/316822.
  147. ↑ Barbon, R.; Carraro, G.; Munari, U.; Zwitter, T.; Tomasella, L. (2000). „Spectroscopy and BVIC photometry of the young open cluster NGC 6604“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 144 (3): 451. arXiv:astro-ph/0004012. Bibcode:2000A&AS..144..451B. doi:10.1051/aas:2000193.
  148. ↑ Reipurth, B. (2008). „The Young Cluster NGC 6604 and the Serpens OB2 Association“. Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. 5: 590. Bibcode:2008hsf2.book..590R.
  149. ↑ Herzog, A. D.; Sanders, W. L.; Seggewiss, W. (1975). „Membership and photometry of the open cluster IC 4756“. Astronomy and Astrophysics. 19: 211–234. Bibcode:1975A&AS...19..211H.
  150. ↑ Alcaino, G. (1965). „A photoelectric investigation of the galactic clusters IC 4665 and IC 4756“. Bulletin / Lowell Observatory. 6 (7): 167–172. Bibcode:1965LowOB...6..167A.
  151. ↑ Phelps, R. L.; Janes, K. A.; Montgomery, K. A. (1994). „Development of the Galactic disk: A search for the oldest open clusters“. The Astronomical Journal. 107: 1079. Bibcode:1994AJ....107.1079P. doi:10.1086/116920.
  152. ↑ Testa, Vincenzo; Corsi, Carlo E.; Andreuzzi, Gloria; Iannicola, Giacinto; Marconi, Gianni; Piersimoni, Anna Marina; Buonanno, Roberto (2001). „Horizontal-Branch Morphology and Dense Environments: Hubble Space Telescope Observations of Globular Clusters NGC 2298, 5897, 6535, and 6626“. The Astronomical Journal. 121 (2): 916–934. Bibcode:2001AJ....121..916T. doi:10.1086/318752.
  153. ↑ Sarajedini, Ata (1994). „CCD Photometry of the Galactic globular cluster NGC 6535 in the B and V Passbands“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 106: 404. Bibcode:1994PASP..106..404S. doi:10.1086/133392.
  154. ↑ Tuthill, P. G.; Lloyd, J. P. (2007). „A Symmetric Bipolar Nebula Around MWC 922“. Science. 316 (5822): 247. Bibcode:2007Sci...316..247T. doi:10.1126/science.1135950. PMID 17431173.
  155. ↑ Plummer, A.; Otero, S. A. (27 March 2013). „MWC 922“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 11 May 2014.
  156. ↑ Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P. „Variable Star Type Designations in the VSX“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 11 May 2014.
  157. ↑ Jones, D.; Lloyd, M.; Santander-García, M.; López, J. A.; Meaburn, J.; Mitchell, D. L.; O'Brien, T. J.; Pollacco, D.; Rubio-Díez, M. M. (2010). „Abell 41: Shaping of a planetary nebula by a binary central star“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 408 (4): 2312. arXiv:1006.5873. Bibcode:2010MNRAS.408.2312J. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17277.x.CS1-одржување: display-автори (link)
  158. ↑ Tafalla, M.; Myers, P. C.; Mardones, D.; Bachiller, R. (2000). „L483: A protostar in transition from Class 0 to Class I“. Astronomy and Astrophysics. 359: 967. arXiv:astro-ph/0005525. Bibcode:2000A&A...359..967T.
  159. ↑ Connelley, M. S.; Hodapp, K. W.; Fuller, G. A. (2009). „A Photometrically and Morphologically Variable Infrared Nebula in L483“. The Astronomical Journal. 137 (3): 3494. arXiv:0811.1232. Bibcode:2009AJ....137.3494C. doi:10.1088/0004-6256/137/3/3494.
  160. ↑ Oliveira, I.; Merín, B.; Pontoppidan, K. M.; van Dishoeck, E. F. (2013). „The Physical Structure of Protoplanetary Disks: The Serpens Cluster Compared with Other Regions“. The Astrophysical Journal. 762 (2): 128. arXiv:1212.3340. Bibcode:2013ApJ...762..128O. doi:10.1088/0004-637X/762/2/128.
  161. ↑ Dzib, S.; Loinard, L.; Mioduszewski, A. J.; Boden, A. F.; Rodríguez, L. F.; Torres, R. M. (2010). „VLBA Determination of the Distance to Nearby Star-Forming Regions. IV. A Preliminary Distance to the Proto-Herbig Ae Be Star EC 95 in the Serpens Core“. The Astrophysical Journal. 718 (2): 610. arXiv:1003.5900. Bibcode:2010ApJ...718..610D. doi:10.1088/0004-637X/718/2/610.
  162. ↑ Dionatos, O.; Jørgensen, J. K.; Teixeira, P. S.; Güdel, M.; Bergin, E. (2014). „Atomic jet from SMM1 (FIRS1) in Serpens uncovers protobinary companion“. Astronomy & Astrophysics. 563: A28. arXiv:1401.3249. Bibcode:2014A&A...563A..28D. doi:10.1051/0004-6361/201322799.
  163. ↑ Ciardi, D. R.; Telesco, C. M.; Packham, C.; Gomez Martin, C.; Radomski, J. T.; De Buizer, J. M.; Phillips, C. J.; Harker, D. E. (2005). „Crystalline Silicate Emission in the Protostellar Binary Serpens SVS 20“. The Astrophysical Journal. 629 (2): 897–902. arXiv:astro-ph/0504665. Bibcode:2005ApJ...629..897C. doi:10.1086/431548.
  164. ↑ Gutermuth, R. A.; Bourke, T. L.; Allen, L. E.; Myers, P. C.; Megeath, S. T.; Matthews, B. C.; Jørgensen, J. K.; Di Francesco, J.; Ward-Thompson, D. (2008). „The Spitzer Gould Belt Survey of Large Nearby Interstellar Clouds: Discovery of a Dense Embedded Cluster in the Serpens-Aquila Rift“. The Astrophysical Journal. 673 (2): L151. arXiv:0712.3303. Bibcode:2008ApJ...673L.151G. doi:10.1086/528710.CS1-одржување: display-автори (link)
  165. ↑ Nakamura, F.; Sugitani, K.; Shimajiri, Y.; Tsukagoshi, T.; Higuchi, A.; Nishiyama, S.; Kawabe, R.; Takami, M.; Karr, J. L. (2011). „Molecular Outflows from the Protocluster Serpens South“. The Astrophysical Journal. 737 (2): 56. arXiv:1105.4481. Bibcode:2011ApJ...737...56N. doi:10.1088/0004-637X/737/2/56.CS1-одржување: display-автори (link)
  166. ↑ Zeilik II, M.; Lada, C.J. (1978). „Near-infrared and CO observations of W40 and W48“. Astrophysical Journal, Part 1. 222: 896–901. Bibcode:1978ApJ...222..896Z. doi:10.1086/156207.
  167. ↑ 167,0 167,1 Shuping, R. Y.; Vacca, W. D.; Kassis, M.; Yu, K. C. (2012). „Spectral Classification of the Brightest Objects in the Galactic Star-forming Region W40“. The Astronomical Journal. 144 (4): 12. arXiv:1208.4648. Bibcode:2012AJ....144..116S. doi:10.1088/0004-6256/144/4/116.
  168. ↑ Rodney, S. A.; Reipurth, B. (2008). „The W40 Cloud Complex“. Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. 5: 683. Bibcode:2008hsf2.book..683R.
  169. ↑ Kuhn, M. A.; Getman, K. V.; Feigelson, E. D.; Reipurth, B.; Rodney, S. A.; Garmire, G. P. (2010). „A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40“. The Astrophysical Journal. 275 (2): 2485–2506. arXiv:1010.5434. Bibcode:2010ApJ...725.2485K. doi:10.1088/0004-637X/725/2/2485.
  170. ↑ 170,0 170,1 Yun, M. S.; Reddy, N. A.; Scoville, N. Z.; Frayer, D. T.; Robson, E. I.; Tilanus, R. P. J. (2004). „Multiwavelength Observations of the Gas-rich Host Galaxy of PDS 456: A New Challenge for the ULIRG-to-QSO Transition Scenario“. The Astrophysical Journal. 601 (2): 723–734. arXiv:astro-ph/0310340. Bibcode:2004ApJ...601..723Y. doi:10.1086/380559.
  171. ↑ Reeves, J. N.; Wynn, G.; O'Brien, P. T.; Pounds, K. A. (2002). „Extreme X-ray variability in the luminous quasar PDS 456“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 336 (3): L56. arXiv:astro-ph/0209120. Bibcode:2002MNRAS.336L..56R. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.06038.x.
  172. ↑ Foschini, L.; Pian, E.; Maraschi, L.; Raiteri, C. M.; Tavecchio, F.; Ghisellini, G.; Tosti, G.; Malaguti, G.; Di Cocco, G. (2006). „A short hard X-ray flare from the blazar NRAO 530 observed by INTEGRAL“. Astronomy and Astrophysics. 450 (1): 77–81. arXiv:astro-ph/0601101. Bibcode:2006A&A...450...77F. doi:10.1051/0004-6361:20064804.
  173. ↑ Lu, J. C.; Wang, J. Y.; An, T.; Lin, J. M.; Qiu, H. B. (2012). „Periodic radio variability in NRAO 530: Phase dispersion minimization analysis“. Research in Astronomy and Astrophysics. 12 (6): 643. arXiv:1202.3873. Bibcode:2012RAA....12..643L. doi:10.1088/1674-4527/12/6/004.
  174. ↑ Jenniskens, Peter (September 2012). „Mapping Meteoroid Orbits: New Meteor Showers Discovered“. Sky & Telescope: 24.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Змија_(соѕвездие)&oldid=5276908“