Википедија

Лира (соѕвездие)

Лира, македонско народно име Пирустија и маша[2] (од старогрчки: λύра) — мало соѕвездие. Тоа е едно од 48-те наведени од астрономот од 2 век, Птоломеј, и е едно од современите 88 соѕвездија признати од Меѓународниот астрономски сојуз. Лира честопати била претставена на ѕвездените карти како мршојад или орел што носи лира, и затоа понекогаш се нарекува како Vultur Cadens или Aquila Cadens („Мршојад што паѓа“ или „Орел што паѓа“[3]), соодветно. Почнувајќи од север, Лира се граничи со Змеј, Херкул, Лисица и Лебед. Лира е речиси над главата во умерените северни географски широчини кратко по полноќ на почетокот на летото. Од екваторот до околу 40-тата паралела на југ е видлива ниско на северното небо во текот на истите месеци.

Лира
лат. Serpens
КратенкаLyr
ГенитивноLyrae
Ректасцензијач.
Деклинацијаdec= 25.66° to 47.71°°
Површина286 (°)² (52nd)
Главни ѕвезди5
Бајерови/Флемстидови
ѕвезди		25
Ѕвезди посјајни од 3,00m1 (Вега)
Ѕвезди во полупречник од 10,00 пс (32,62 сг)3[n 1]
Најсјајна ѕвездаВега (α Lyr) (0.03m)
Најблиска ѕвездаVega
(25.04 сг, 7.68 пс)
Месјеови објекти2
Метеорски дождовиЛириди
Јужни Лириди
Алфа Лириди
Соседни
соѕвездија		Змеј
Херкул
Лисица
Лебед
Видливо на ширина од +90° до −40°.
Најдобро се гледа во 21:00 ч. во текот на месец август.
[1]

Вега, најсјајната ѕвезда на Лира, е една од најсветлите ѕвезди на ноќното небо и формира агол на познатиот астеризам Летен триаголник. Бета Лира е прототип на класа двојни ѕвезди познати како ѕвезди од типот на Бета Лира променливи. Овие двојни ѕвезди се толку блиску една до друга што стануваат во облик на јајце и материјалот тече од едната до другата. Ипсилон Лира, позната неформално како Двојна Двојна, е сложен систем со повеќе ѕвезди. Лира, исто така, е домаќин на прстенеста маглина, втората откриена и најпозната планетарна маглина.

Историја

уреди
 
Положба и приказ на соѕвездијата Гуштер, Лебед, Лира и Лисица.Ѕвездена карта од 1825 година од Огледалото на Уранија .

Во грчката митологија, Лира ја претставува лирата на Орфеј. Се вели дека музиката на Орфеј е толку голема што дури и неживите предмети како што се карпите може да бидат шармирани. Придружувајќи им се на Јасон и Аргонаутите, неговата музика можела да ги смири гласовите на опасните сирени, кои им пееле примамливи песни на Аргонаутите. [4]

Во еден момент, Орфеј се оженил со нимфата Евридика. Бегајќи од нападот на Аристеј, таа згазнала на змија која ја каснала и ја убила. За да ја врати, Орфеј влегол во Подземјето, каде што музиката од неговата лира го шармирала на Ад, богот на подземјето. Ад попуштил и му дозволил на Орфеј да ја врати Евридика, под услов ниту еднаш да не погледне назад додека надвор. За жал, при самиот крај, Орфеј се поколебал и погледнал назад, поради што Евридика засекогаш била оставена во Подземјето. Орфеј го поминал остатокот од својот живот свирејќи додека бесцелно талкал низ земјата, отфрлајќи ги сите понуди за брак од жените. [4]

Постојат два главни натпреварувачки митови кои се однесуваат на смртта на Орфеј. Според Ератостен, Орфеј не успеал да ја направи неопходната жртва на Дионис поради тоа што го сметал Аполон како врховно божество. Дионис потоа ги испратил своите следбеници да го распарчат на парчиња Орфеј. Овидиј раскажува сосема поинаква приказна, велејќи дека жените, како одмазда за отфрлањето на понудите за брак од страна на Орфеј, се здружувале и фрлале камења и копја. Отпрвин, неговата музика ги шармирала и нив, но на крајот нивната бројност и врева ја совладала неговата музика и тој бил погоден од копјата. И двата мита потоа велат дека неговата лира била поставена на небото од Зевс, а коските на Орфеј биле закопани од музите. [4] Во третиот мит, тој бил убиен од тракијките затоа што гледал на обредите на отец Либер (Дионис). [5]

Римската книга De astronomia, што му се припишува на Хигин, запишува и друг мит за Лира, кој вели дека му припаѓа на Тезеј „зашто тој бил вешт во сите уметности и се смета дека ја научил и лирата“. Книгата известува дека соседното соѕвездие денес познато како Херкул се вели дека прикажува многу различни митски фигури, вклучувајќи ги Тезеј, Орфеј или музичарот Тамирис. [5] Близината на овие две соѕвездија и Северна Круна (можеби симбол на кралското семејство на Тезеј) може да укаже дека трите соѕвездија биле измислени како група. [6]

Вега и нејзините околни ѕвезди исто така се третираат како соѕвездие во другите култури. Областа што одговара на Лира Арапите ја гледале како мршојадец или орел кој нурка со свиткани крилја. [4] Во Велс, Лира е позната како харфа на кралот Артур (Талин Артур) и харфа на кралот Давид. Персискиот хафез ја нарекол Лира на Зура. Наречена е јасли на спасителот на доенчињата, Прасепе Салваторис. [7] Во австралиската абориџинска астрономија, Лира е позната кај народот Буронг во Викторија како соѕвездие Malleefowl . [8] Лира била позната како Уркучилај кај Инките и била обожавана како животинско божество. [9] [10]

Карактеристики

уреди

Лира се граничи со Лисица на југ, Херкул на запад, Змеј на север и Лебед на исток. Зафаќа површина од 286,5 квадратни степени, по големина се наоѓа на 52-то место од 88-те современи соѕвездија. Се појавува видно на северното небо за време на летото на северната полутопка, а целото соѕвездие е видливо барем дел од годината за набљудувачите северно од географската ширина 42°С. [11] [n 2] Нејзиниот главен астеризам се состои од шест ѕвезди, [n 3] и вкупно 73 ѕвезди се посјајни од светлинската величина 6,5. [11] Границите на соѕвездието, поставени од белгискиот астроном Ежен Делпорт во 1930 година, се дефинирани со 17-стран многуаголник. Во екваторијалниот координатен систем, координатите на десното искаќување на овие граници лежат помеѓу 18ч 14м и 19ч 28м, додека координатите на деклинација се помеѓу +25.66° и +47.71°. [12] Меѓународниот астрономски сојуз (МАС) ја усвоил кратенката со три букви „Lyr“ за соѕвездието во 1922 година. [13]

Особености

уреди
 
Соѕвездието Лира како што може да се види со голо око.

Ѕвезди

уреди
 
Соѕвездието Лира, подобрено за боја и контраст. Најсветлите пет ѕвезди се означени.

Германскиот картограф Јохан Бајер ги користел грчките букви алфа до ну за да ги означи најистакнатите ѕвезди во соѕвездието. Англискиот астроном Џон Фламстид забележал и означил по две ѕвезди како делта, ипсилон, зета и ну. Тој додал пи и ро, не употребувајќи xi и омикрон како што Бајер ги користел овие букви за да ги означи Лебед и Херкул на неговата карта. [14]

Најсветлата ѕвезда во соѕвездието е Вега (Алфа Лира), ѕвезда од главната низа од спектрален тип A0Va. [15] Само 7,7 парсеци оддалечена, [16] Вега е променлива ѕвезда од типот на Делта Штит, која варира помеѓу величините − 0,02 и 0,07 за 0,2 дена. [17] Во просек, таа е втора најсветла ѕвезда на северната полутопка (по Арктур) и петта најсветла ѕвезда на сите, надмината само со Арктур, Алфа Кентаур, Канопус и Сириус. Вега била поларна ѕвезда во 12.000 година п.н.е., а повторно ќе стане поларна ѕвезда околу 14.000 г. [18] [19]

Вега е една од највеличествените ѕвезди и е наречена „веројатно следната најважна ѕвезда на небото по Сонцето“. [20] Вега станала првата ѕвезда освен Сонцето која била фотографирана, [21] како и првата на која бил снимен јасен спектар, покажувајќи спектрални за прв пат. [22] Ѕвездата станала првата единствена ѕвезда од главната низа, освен Сонцето, за која е познато дека емитува рендгенски зраци, [23] и е опкружена со остаточен диск, сличен на Кајперовиот Појас. [24] Вега формира еден агол од познатиот астеризам Летен триаголник; заедно со Алтаир и Денеб, овие три ѕвезди формираат истакнат триаголник во текот на летото на северната полутопка. [25]

Вега, исто така, формира едно теме на многу помал триаголник, заедно со Ипсилон и Зета Лира. Зета формира широка двојна ѕвезда видлива со двоглед, која се состои од Ам-ѕвезда и подџин од типот F. Ам-ѕвездата има дополнителен близок придружник, со што вкупниот број на ѕвезди во системот се искачува на три. [26] Ипсилон е попознат широк двоен систем кој може да се види дури и со голо око при одлични услови. [27] Двете компоненти сами по себе се блиски бинарни елементи што може да се видат со телескопи дека се состојат од ѕвезди од типот А и F, а неодамна била откриена и слаба ѕвезда која орбитира околу компонентата С, со вкупно пет ѕвезди. [26]

За разлика од Ипсилон и Зета Лира, Делта Лира е оптички двојник, при што двете ѕвезди едноставно лежат по иста линија на гледање источно од Зета. Посјајната и поблиску од двете, Делта2 Лира, е црвен светол џин од 4-та привидна величина кој варира полуправилно за околу 0,2 магнитуди [28] со доминантен период од 79 дена, [29] додека послабата Делта 1 Лира е спектроскопска двојна ѕвезда која се состои од примарна од В-тип и непозната секундарна ѕвезда. И двата системи, сепак, имаат многу слични радијални брзини и се двата најсветли членови на ретко отворено јато познато како Делта Лира. [30]

Јужно од Делта е Сулафат (Гама Лира), син џин и втора најсјајна ѕвезда во соѕвездието. Оддалечена околу 190 парсеци, е означена како „површно нормална“ ѕвезда. [31]

Последната ѕвезда што ја формира фигурата на Лира е Шелијак (Бета Лира), исто така двојна ѕвезда составена од син светол џин и рана ѕвезда од типот В. [32] [33] [34] Во овој случај, ѕвездите се толку блиску една до друга што поголемиот џин ја прелева својата Рошева ѓуплина и го пренесува материјалот во секундарната ѕвезда, формирајќи полуодвоен систем. Секундарната, првично помалку масивната од двете, има насобрано толку многу маса што сега е значително помасивна, иако помала, од примарната, и е опкруженасо дебел насобирачки диск. [35] Рамнината на орбитата е порамнета со Земјата и на тој начин системот покажува затемнувања, намалувајќи ја речиси целосната светлинска величина од основната линија со трета магнитуда на секои 13 дена, [36] иако неговиот период се зголемува за околу 19 секунди годишно. [37] Тоа е прототип на променливите ѕвезди од типот на Бета Лира, кои ги затемнуваат двојните податоци од раните спектрални типови во кои нема точен почеток на затемнувања, туку континуирани промени во сјајноста. [38]

 
Слика на Лира со долга експозиција

Друга променлива која лесно се забележува е светлата R Лира, северно од главниот астеризам. Исто така позната како 13 Лира, тоа е полуправилен црвен џин со 4-та величина која варира за неколку десетини од светлинската величина. [39] Нејзината периодичност е сложена, со неколку различни периоди со различна должина, особено еден од 46 дена и еден од 64 дена. [40] Уште посеверно е FL Лира, многу побледа аголска променлива ѕвезда со 9-та светлинска величина која опаѓа за половина светлинска величина на секои 2,18 денови за време на примарното затемнување. Двете компоненти се ѕвезди од главната низа, примарната е доцен F-тип и секундарната доцен G-тип . Системот бил еден од првите двојни затемнувања од главна секвенца што содржи ѕвезда од типот G, кој ги имала познатите својства, како и подобро проучените двојниот затемнувачки ран тип. [41]

На најсеверниот раб на соѕвездието се наоѓа уште послабата V361 Лира која не спаѓа лесно во една од традиционалните класи, со карактеристики на Бета Лира, променлива од типот на W Голема Мечкаи катаклизмични променливи. [42] [43] Тоа може да биде претставник на многу кратка фаза во која системот преминува во контактна двојна ѕвезда. [44] Може да се најде помалку од еден степен подалеку од ѕвездата со голо око 16 Лира, подџин од 5-та магнитуда од типот А [45] кој се наоѓа на околу 37 парсеци.

Најсјајната ѕвезда што не е вклучена во астеризмот и најзападната каталогизирана од Бајер или Фламстид е Капа Лира, типичен црвен џин [46] оддалечен околу 73 парсеци. Слични светло портокалови или црвени џинови ги вклучуваат Тета Лира со 4-та величина, [47] Ламбда Лира, [48] и HD 173780. [46] Ламбда се наоѓа јужно од Гама, Тета е позиционирана на исток, а HD 173780, најсветлата ѕвезда во соѕвездието без бајерова или Фламстидова ознака, е појужно. Веднаш северно од Тета и со речиси иста големина е Ета Лира, синиот подџин со изобилство од речиси сончеви метали. [49] Во близина се наоѓа и слабата ѕвезда HP Лира, пост-асимптотична џиновска гранка која покажува променливост. Причината за нејзината варијабилност сè уште е мистерија: за прв пат каталогизирана како двојна форма на затемнување, и била теоретизирана дека е променлива ѕвезда од типот RV Бик во 2002 година, но доколку е така, таа ќе биде убедливо најжешката таква променлива откриена. [50]

На крајниот исток е RR Лира, прототипот на големата класа променливи познати како променливи ѕвезди од типот RR Лира, кои се пулсирачки променливи слични на Кефеидите, но се развиле одѕвезди од популација II од спектралните типови A и F. Таквите ѕвезди обично не се наоѓаат во тенок диск на галаксијата, туку во галактичкиот ореол.Таквите ѕвезди служат како стандардни свеќи, и затоа се сигурен начин за пресметување на растојанијата до збиените јата во кои живеат. Самата RR Лира варира помеѓу магнитудите 7 и 8 додека го покажува Блашковиот ефект. [51] Најисточната ѕвезда означена од Флемстид, 19 Лира, е исто така променлива со мала амплитуда, ѕвезда од типот на Алфа2 Ловечки Кучиња со период од нешто повеќе од еден ден. [52]

Друга развојна ѕвезда е променливата со голо око XY Лира, црвен светол џин северно од Вега, кој варира помеѓу 6-та и 7-та величина во период од 120 дена. [53] Исто така само видлива со голо око е чудната класична кефеида V473 Лира. Уникатна е по тоа што е единствениот познат кефеид на Млечниот Пат кој претрпел периодични фазни и амплитудни промени, аналогни на Блажковиот ефект во ѕвездите RR Лира. [54] Со 1,5 денови, неговиот период бил најкраткиот познат за класичниот кефеид во времето на неговото откривање. [55] W и S Лира се две од многуте променливи од типот Мирида во Лира. W Лира варира помеѓу 7-ми и 12-ти светлини во текот на приближно 200 денови, [56] додека S, малку побледо, е силикатна јаглеродна ѕвезда, најверојатно од типот J. [57] Друга развојна ѕвезда е EP Лира, слаба променлива од типот RV Бик и „екстремен пример“ на пост-AGB ѕвезда. Тој и најверојатно придружник се опкружени со кружен остаточен диск. [58]

Прилично блиску до Земјата на растојание од само 16 парсеци (52 светлосни години) е Глизе 758. Примарната ѕвезда слична на сонцето има придружник на кафеаво џуџе, најстудено што е снимено околу ѕвезда слична на сонцето во топлинска светлина кога била откриена во 2009 година.[59] Само малку подалеку е V478 Лира,[60] променлива ѕвезда од типот на RS Ловечки Кучиња чија примарна ѕвезда покажува активност на активна ѕвездена дамка. [61]

Еден од најнеобичните системи во Лира е MV Лира, ѕвезда слична на нова која се состои од црвено џуџе и бело џуџе. [62] Првично класифицирана како ѕвезда на VY Скорпија поради поминување најголем дел од времето на максимална осветленост, од околу 1979 година системот доминантно бил на минимална осветленост, со периодични изливи. [63] Нејзината природа сè уште не е целосно разбрана. [64] Друга ѕвезда што избувнува е AY Лира, џуџеста нова од типот SU Голема Мечка. [65] Од истиот тип е и V344 Лира, забележлива по екстремно краток период помеѓу супериспакнатини заедно со една од највисоките замави за таков период. [66] Вистинската нова HR Лира се разгорела во 1919 година до максимална магнитуда од 6,5, над 9,5 степени повисока отколку во мирување. Некои од нејзините карактеристики се слични на оние на повторливите нови. [67]

Длабоконебесни тела

уреди
 
Месје 56 е составен од голем број ѕвезди, цврсто поврзани една со друга со помош на гравитацијата. [68] Во Лира се наоѓаат M56, M57 и Kuiper 90. М56 е прилично лабаво глобуларно јато на растојание од приближно 32.900 светлосни години, со пречник од околу 85 светлосни години. Неговата очигледна осветленост е 8,3 m.

M57, исто така познат како „Прстенска маглина“ и NGC 6720, [69] на растојание од 2.000 светлосни години од Земјата е една од најпознатите планетарни маглини и втора откриена; нејзината интегрирана магнитуда е 8,8. [70] Откриена е во 1779 година од Антоан Даркиер, 15 години откако Чарлс Месје ја открил маглината Тег.[71] Астрономите утврдиле дека е стара помеѓу 6.000 и 8.000 години; има пречник од приближно една светлосна година. Надворешниот дел на маглината изгледа црвен на фотографиите поради емисијата од јонизиран водород. Средниот регион е обоен со зелена боја; двојно јонизираниот кислород испушта зеленикаво-сина светлина. Најтоплиот регион, најблиску до средишната ѕвезда, изгледа сино поради емисијата од хелиум. Самата средишна ѕвезда е бело џуџе со температура од 120.000 келвини . Во телескопите, маглината се појавува како видлив прстен со зелена нијанса; тој е малку елипсовиден бидејќи неговата тридимензионална форма е торус или цилиндар што се гледа од мал агол. [70] Може да се најде на половина пат помеѓу Гама Лира и Бета Лира.

Друга планетарна маглина во Лира е Абел 46. Средишната ѕвезда, V477 Лира, е затемнувачка двојна ѕвезда, која се состои од основно бело џуџе и преголема секундарна компонента поради неодамнешното зголемување. Самата маглина е со релативно ниска површинска сјајност во споредба со средишната ѕвезда, [72] и е недоволна за масата на примарната од причини кои сè уште не се целосно разбрани. [73]

NGC 6791 е јато од ѕвезди во Лира. Содржи три возрасни групи на ѕвезди: бели џуџиња стари 4 милијарди години, бели џуџиња стари 6 милијарди години и нормални ѕвезди стари 8 милијарди години. [74]

NGC 6745 е неправилна спирална галаксија во Лира која е на растојание од 208 милиони светлосни години. Пред неколку милиони години, таа се судрила со помала галаксија, што создало подрачје исполнето со млади, жешки, сини ѕвезди. Астрономите не знаат дали судирот бил само удар или увертира за целосно спојување, кое би завршило со соединување на двете галаксии во една поголема, веројатно елипсовидна галаксија.

Извонреден изблик на гама-зраци со долг рок била GRB 050525A, која се разгорела во 2005 година. Подоцнежниот сјај повторно се осветлил на 33 минути по оригиналното разгорување, и дури третото покажало ефект во временската рамка, [75] и не може целосно да се објасни со познати феномени. [76] Кривата на светлината забележана во текот на следните 100 дена била во согласност со онаа на супернова или дури хипернова, наречена SN 2005nc. [77] Галаксијата домаќин на почетокот се покажала неостварлива за пронаоѓање, [78] иако потоа била идентификувана. [79]

Вонсончеви планети

уреди

Во орбитата околу портокаловиот подџин HD 177830 се наоѓа една од најраните откриени вонсончеви планети. Планета со маса на Јупитер, таа орбитира во ексцентрична орбита со период од 390 дена. [80] Втората планета поблиску до ѕвездата била откриена во 2011 година. [81] Видливи со голо око се HD 173416, жолт џин кој е домаќин на планета со двојно поголема маса од Јупитер, откриена во 2009 година; [82] и HD 176051, двојна ѕвезда со мала маса која содржи уште една планета со висока маса. [83] Намалку за видливост со голо око е HD 178911, троен систем кој се состои од блиска двојна ѕвезда и привидна раздвојлива ѕвезда слична на сонцето. Ѕвездата слична на Сонцето има планета со над 6 јупитерови маси, откриена во 2001 година, втората пронајдена во троен систем по онаа на 16 Лебед. [84]

Една од најпроучуваните вонсончеви планети на ноќното небо е TrES-1b, во орбитата околу ѕвездата GSC 02652-01324. Откриена од преминот на својата матична ѕвезда, планетата има околу 3/4 од јупитеровата маса, но сепак орбитира околу својата матична ѕвезда за само три дена. [85] Премините повеќепати се пријавуваат дека имаат аномалии. Првично се мислело дека веројатно се должи на присуството на планета слична на Земјата, денес е прифатено дека неправилностите се должат на голема ѕвездена дамка. [86] Исто така, откриен со метод на премин е WASP-3b, со маса 1,75 пати поголема од Јупитер. Во времето на нејзиното откритие, таа била една од најжешките познати вонсончеви планети, во орбитата околу ѕвездата од главната низа од типот F WASP-3. [87] Слично на TrES-1b, неправилностите во премините ја оставиле отворена можноста за втора планета, иако тоа денес изгледа исто така неверојатно. [88]

Лира е едно од трите соѕвездија (заедно со соседните Лебед и Змеј) што се наоѓаат во видното поле на мисијата Кеплер и како таква содржи многу повеќе познати вонсончеви планети од повеќето соѕвездија. Една од првите откриени од мисијата е Кеплер-7б, вонсончева планета со екстремно мала густина со помалку од половина од јупитеровата маса, но речиси 1,5 пати поголем од полупречникот. [89] Речиси исто толку редок е Кеплер-8b, само малку помасивен и со сличен полупречник. [90] Системот Кеплер-20 содржи пет познати планети; три од нив се само малку помали од Нептун, [91] додека другите две се некои од првите откриени вонсончеви планети со големина на Земјата. [92] Кеплер-37 е уште една ѕвезда со вонсончева планета откриена од Кеплер; планетата е најмалата позната вонсончева планета позната од февруари 2013 година.

Во април 2013 година, било објавено дека од петте планети кои орбитираат околу Кеплер-62, најмалку две - Кеплер-62е и Кеплер-62ф - се во границите на животопогодниот појас на таа ѕвезда, каде што научниците мислат дека може да постои течна вода, и дваете се кандидати да бидат цврста, карпеста планета слична на Земјата. [93] [94] Вонсончеви планети се соодветно 1,6 и 1,4 пати поголеми од пречникот на Земјата, со нивната ѕвезда Кеплер-62 на растојание од 1.200 светлосни години. [95]

Белешки

уреди
  1. ↑ Ѕвездите во близина се Вега, црвеното џуџе GJ 747 и кафеавото џуџе 2MASS 1835+3259.
  2. ↑ Додека делови од соѕвездието технички се издигнуваат над хоризонтот за набљудувачи помеѓу 42°С и 64°С, ѕвездите на неколку степени од хоризонтот се по сите намери и цели незабележливи.
  3. ↑ Претпоставувајќи дека привидниот двоен Ипсилон се брои како единечни ѕвезди, а само една од Делта1 и Делта2 Лира се брои како дел од моделот.

Наводи

уреди
  1. ↑ Ијан Ридпат и Вил Тирион (2007). Stars and Planets Guide, Колинс, Лондон. ISBN 978-0-00-725120-9. Универзитет Принстон, Принстон. ISBN 978-0-691-13556-4.
  2. ↑ „Соѕвездија“. Етноастрономија. Архивирано од изворникот на 2023-09-02. Посетено на 2 септември 2023.
  3. ↑ Bistue, Belen (May 23, 2016). Collaborative Translation and Multi-Version Texts in Early Modern Europe. Routledge. стр. 72–73. ISBN 978-1317164357.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 Ridpath, Ian. „Star Tales - Lyra“. Star Tales. self-published. Архивирано од изворникот на 3 September 2021. Посетено на 3 September 2021.
  5. ↑ 5,0 5,1 Grant, Mary. „Hyginus, Astronomica: 2.6 'The Kneeler'“. Theoi Project. Архивирано од изворникот на 2017-12-24. Посетено на 2017-12-24.
  6. ↑ „Hercules, originally known as Engonasin, the Kneeler“. Constellation Myths. Преведено од Hard, Robin. Oxford University Press. 2015. ISBN 9780191026539.
  7. ↑ Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Dover Publications, Inc. ISBN 0-486-21079-0.
  8. ↑ „World_Archaeological_Congress.pdf“ (PDF). The Astronomy of the Boorong. Архивирано од изворникот (PDF) на March 26, 2009. Посетено на 2007-10-17.
  9. ↑ Allen, Richard Hinckley (2003). Star Names and Their Meanings. Kessenger Publishing. ISBN 978-0-7661-4028-8.[мртва врска]
  10. ↑ D'Altroy, Terence N. (2002). „The Inca Pantheon“. The Incas. The Peoples of America. Oxford: Blackwell Publishing. стр. 149. ISBN 978-0-631-17677-0.
  11. ↑ 11,0 11,1 Ridpath, Ian. „Constellations: Lacerta–Vulpecula“. Star Tales. self-published. Архивирано од изворникот на 16 December 2017. Посетено на 25 July 2015.
  12. ↑ „Lyra, Constellation Boundary“. The Constellations. International Astronomical Union. Архивирано од изворникот на 4 June 2013. Посетено на 25 July 2015.
  13. ↑ Russell, H. N. (1922). „The New International Symbols for the Constellations“. Popular Astronomy. 30: 469–71. Bibcode:1922PA.....30..469R.
  14. ↑ Wagman, Morton (2003). Lost Stars: Lost, Missing and Troublesome Stars from the Catalogues of Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed, and Sundry Others. Blacksburg, Virginia: The McDonald & Woodward Publishing Company. стр. 204–06. ISBN 978-0-939923-78-6.
  15. ↑ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (2006). „Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I“. The Astronomical Journal. 132 (1): 161–70. arXiv:astro-ph/0603770. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637.
  16. ↑ van Leeuwen, F. (2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  17. ↑ Breger, M. (1979). „Delta Scuti and related stars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 91: 5–26. arXiv:astro-ph/0003373v1. Bibcode:1979PASP...91....5B. doi:10.1086/130433.
  18. ↑ Roy, Archie E.; и др. (2003). Astronomy: Principles and Practice. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0917-2.
  19. ↑ Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-21079-7.
  20. ↑ Gulliver, A. F.; Hill, G.; Adelman, S. J. (1994). „Vega: A rapidly rotating pole-on star“. The Astrophysical Journal. 429 (2): L81–L84. Bibcode:1994ApJ...429L..81G. doi:10.1086/187418.
  21. ↑ Holden, E. S.; Campbell, W. W. (1890). „Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2 (10): 249–250. Bibcode:1890PASP....2..249H. doi:10.1086/120156.
  22. ↑ Barker, G. F. (1887). „On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra“. Proceedings of the American Philosophical Society. 24 (125): 166–172. JSTOR 983130.
  23. ↑ Topka, K.; и др. (1979), „Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope“, Astrophysical Journal, 229: 661, Bibcode:1979ApJ...229..661T, doi:10.1086/157000
  24. ↑ Su, K. Y. L.; и др. (2005), „The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer“, The Astrophysical Journal, 628 (1): 487–500, arXiv:astro-ph/0504086, Bibcode:2005ApJ...628..487S, doi:10.1086/430819
  25. ↑ Ian Ridpath (2012). The Monthly Sky Guide. Cambridge University Press. стр. 14. ISBN 978-1-139-62066-6.
  26. ↑ 26,0 26,1 Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008). „A catalogue of multiplicity among bright stellar systems“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): 869–879. arXiv:0806.2878. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
  27. ↑ Burnham, Robert (1966). Burnham's Celestial Handbook. Dover Publications Inc. стр. 1151–1153. ISBN 0-486-24064-9.
  28. ↑ Bakos, G. A.; Tremko, J. (1991). „A photometric and spectroscopic study of δ2 Lyrae“. Contrib. Astron. Obs. Skalnaté Pleso. 21: 99–106. Bibcode:1991CoSka..21...99B.
  29. ↑ Lloyd, C.; West, K. W. (1996). „Observations of Low-amplitude Late-Type Variables“. Information Bulletin on Variable Stars. 4335 (4335): 1. Bibcode:1996IBVS.4335....1L.
  30. ↑ Eggen, O. J. (1968). „Photometric evidence for the existence of a delta Lyrae cluster“. Astrophysical Journal. 152: 77. Bibcode:1968ApJ...152...77E. doi:10.1086/149525.
  31. ↑ Adelman, S. J.; Caliskan, H.; Kocer, D.; Kablan, H.; Yüce, K.; Engin, S. (2001). „Elemental abundance analyses with DAO spectrograms“. Astronomy and Astrophysics. 371 (3): 1078–1083. Bibcode:2001A&A...371.1078A. doi:10.1051/0004-6361:20010408.
  32. ↑ Bastian, U. (2019). „Gaia 8: Discovery of a star cluster containing β Lyrae“. Astronomy & Astrophysics. 630: L8. arXiv:1909.04612. Bibcode:2019A&A...630L...8B. doi:10.1051/0004-6361/201936595.
  33. ↑ Mourard, D.; Brož, M.; Nemravová, J. A.; Harmanec, P.; Budaj, J.; Baron, F.; Monnier, J. D.; Schaefer, G. H.; Schmitt, H. (2018). „Physical properties of β Lyrae a and its opaque accretion disk“. Astronomy and Astrophysics. 618: A112. arXiv:1807.04789. Bibcode:2018A&A...618A.112M. doi:10.1051/0004-6361/201832952.
  34. ↑ Zhao, M.; и др. (September 2008), „First Resolved Images of the Eclipsing and Interacting Binary β Lyrae“, The Astrophysical Journal, 684 (2): L95–L98, arXiv:0808.0932, Bibcode:2008ApJ...684L..95Z, doi:10.1086/592146.
  35. ↑ Harmanec, P. (2002). „The ever challenging emission-line binary β Lyrae“. Astronomische Nachrichten. 323 (2): 87–98. Bibcode:2002AN....323...87H. doi:10.1002/1521-3994(200207)323:2<87::AID-ASNA87>3.0.CO;2-P.
  36. ↑ European Space Agency (1997). The HIPPARCOS and TYCHO catalogues. Astrometric and photometric star catalogues derived from the ESA HIPPARCOS Space Astrometry Mission. Esa Special Publication. 1200. Netherlands: Noordwijk. Bibcode:1997ESASP1200.....E. ISBN 9290923997.
  37. ↑ Zhao, M.; и др. (2008), „First Resolved Images of the Eclipsing and Interacting Binary β Lyrae“, The Astrophysical Journal, 684 (2): L95–L98, arXiv:0808.0932, Bibcode:2008ApJ...684L..95Z, doi:10.1086/592146
  38. ↑ Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P. „Variable Star Type Designations in the VSX“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Архивирано од изворникот на 11 April 2020. Посетено на 29 July 2015.
  39. ↑ Koen, Chris; Eyer, Laurent (2002). „New periodic variables from the Hipparcos epoch photometry“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 331 (1): 45–59. arXiv:astro-ph/0112194. Bibcode:2002MNRAS.331...45K. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05150.x.
  40. ↑ Percy, John R.; Wilson, Joseph B.; Henry, Gregory W. (2001). „Long-TermVRIPhotometry of Small-Amplitude Red Variables. I. Light Curves and Periods“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (786): 983–996. Bibcode:2001PASP..113..983P. doi:10.1086/322153.
  41. ↑ Popper, D. M.; Lacy, C. H.; Frueh, M. L.; Turner, A. E. (1986). „Properties of main-sequence eclipsing binaries - Into the G stars with HS Aurigae, FL Lyrae, and EW Orionis“. The Astronomical Journal. 91: 383. Bibcode:1986AJ.....91..383P. doi:10.1086/114018.
  42. ↑ Andronov, I. L.; Richter, G. A. (1987). „V 361 Lyrae: An exotic binary system with a "Hot Spot" between the components?“. Astronomische Nachrichten. 308 (4): 235–238. Bibcode:1987AN....308..235A. doi:10.1002/asna.2113080403.
  43. ↑ Shugarov, S. Y.; Goranskij, V. P.; Galkina, M. P.; Lipunova, N. A. (June 1990). „The Unique Manifestation of the Matter Outflow in the Eclipsing Binary System V361 Lyr“. Information Bulletin on Variable Stars. 3472 (3472): 1. Bibcode:1990IBVS.3472....1S.
  44. ↑ Hilditch, R. W.; Collier Cameron, A.; Hill, G.; Bell, S. A.; Harries, T. J. (1997). „Spectroscopy and eclipse-mapping of the mass-exchanging binary star V361 LYR“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 291 (4): 749–792. Bibcode:1997MNRAS.291..749H. doi:10.1093/mnras/291.4.749.
  45. ↑ Abt, H. A.; Morrell, N. I. (1995). „The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars“. Astrophysical Journal Supplement. 99: 135. Bibcode:1995ApJS...99..135A. doi:10.1086/192182.
  46. ↑ 46,0 46,1 Keenan, P.; McNeil, R. (October 1989). „The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars“. Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245–266. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
  47. ↑ Montes, D.; López-Santiago, J.; Gálvez, M.C.; Fernández-Figueroa, M.J.; De Castro, E.; Cornide, M. (2001). „Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 328 (1): 45–63. arXiv:astro-ph/0106537. Bibcode:2001MNRAS.328...45M. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x.
  48. ↑ Garcia, B. (1989). „A list of MK standard stars“. Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36...27G.
  49. ↑ Adelman, S. J. (1998). „Elemental abundance analyses with DAO spectrograms - XIX. The superficially normal B stars ζ Draconis, η Lyrae, 8 Cygni and 22 Cygni“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 296 (4): 856–862. Bibcode:1998MNRAS.296..856A. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01426.x.
  50. ↑ Graczyk, D.; Mikolajewski, M.; Leedjarv, L.; Frackowiak, S. M.; Osiwala, J. P.; Puss, A.; Tomov, T. (2002). „HP Lyr - Possibly the Hottest RV Tau Type Object“. Acta Astronomica. 52: 293–304. arXiv:astro-ph/0210448. Bibcode:2002AcA....52..293G.
  51. ↑ Nemec, James M.; Cohen, Judith G.; Ripepi, Vincenzo; Derekas, Aliz; Moskalik, Pawel; Sesar, Branimir; Chadid, Merieme; Bruntt, Hans (2013). „Metal Abundances, Radial Velocities, and Other Physical Characteristics for the Rr Lyrae Stars in Thekeplerfield“. The Astrophysical Journal. 773 (2): 181. arXiv:1307.5820. Bibcode:2013ApJ...773..181N. doi:10.1088/0004-637X/773/2/181.
  52. ↑ Burke, E. W. Jr.; Barr, T. H. (1981). „Photometric UBV period study of eight AP stars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 93: 344. Bibcode:1981PASP...93..344B. doi:10.1086/130836.
  53. ↑ Percy, J. R.; Dunlop, H.; Kassim, L.; Thompson, R. R. (2001). „Periods of 25 Pulsating Red Giants“. Information Bulletin on Variable Stars. 5041 (5041): 1. Bibcode:2001IBVS.5041....1P.
  54. ↑ Molnar, L.; Szabados, L. (2014). „V473 Lyrae, a unique second-overtone Cepheid with two modulation cycles“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442 (4): 3222–3234. arXiv:1406.0494. Bibcode:2014MNRAS.442.3222M. doi:10.1093/mnras/stu1091.
  55. ↑ Breger, M. (1981). „The unusual Cepheid HR 7308 with a variable amplitude“. The Astrophysical Journal. 249: 666. Bibcode:1981ApJ...249..666B. doi:10.1086/159327.
  56. ↑ Isles, J. E.; Saw, D. R. B. (1989). „Mira Stars - IV: R Cam, R Cas, W Cas, S Cep, T Cep, U Cyg, and S Del“. Journal of the British Astronomical Association. 99 (6): 275–281. Bibcode:1989JBAA...99..275I.
  57. ↑ Chen, P.-S.; Wang, X.-H. (2001). „IRAS 19111+2555(=S Lyr): A Possible Silicate Carbon Star“. Chinese Journal of Astronomy & Astrophysics. 1 (4): 344–348. Bibcode:2001ChJAA...1..344C. doi:10.1088/1009-9271/1/4/344.
  58. ↑ Gielen, C.; Van Winckel, H.; Matsuura, M.; Min, M.; Deroo, P.; Waters, L. B. F. M.; Dominik, C. (2009). „Analysis of the infrared spectra of the peculiar post-AGB stars EP Lyrae and HD 52961“. Astronomy and Astrophysics. 503 (3): 843–854. arXiv:0906.4718. Bibcode:2009A&A...503..843G. doi:10.1051/0004-6361/200912060.
  59. ↑ Thalmann, C.; Carson, J.; Janson, M.; Goto, M.; McElwain, M.; Egner, S.; Feldt, M.; Hashimoto, J.; Hayano, Y. (2009). „Discovery of the Coldest Imaged Companion of a Sun-Like Star“. The Astrophysical Journal. 707 (2): L123–L127. arXiv:0911.1127. Bibcode:2009ApJ...707L.123T. doi:10.1088/0004-637X/707/2/L123.
  60. ↑ Hall, D. S.; Sowell, J. R.; Henry, G. W. (1989). „Discovery of Eclipses in the Chromospherically Active Binary V478 Lyrae=HD 178450“. Bulletin of the American Astronomical Society. 21: 709. Bibcode:1989BAAS...21..709H.
  61. ↑ Horne, J. D. (2006). „V478 Lyrae Revisited: a Current Look at Eclipses and Star Spots“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 34 (2): 177–187. Bibcode:2006JAVSO..34..177H.
  62. ↑ Skillman, David R.; Patterson, Joseph; Thorstensen, John R. (1995). „Superhumps in Cataclysmic Binaries. IV. MV Lyrae“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 107: 545. Bibcode:1995PASP..107..545S. doi:10.1086/133590.
  63. ↑ Pavlenko, E. P.; Shugarov, S. Y. (1999). „Photometric study of the nova-like variable MV Lyrae during an enormous outburst in 1997“. Astronomy and Astrophysics. 343: 909–915. Bibcode:1999A&A...343..909P.
  64. ↑ Linnell, Albert P.; Szkody, Paula; Gansicke, Boris; Long, Knox S.; Sion, Edward M.; Hoard, D. W.; Hubeny, Ivan (2005). „MV Lyrae in Low, Intermediate, and High States“. The Astrophysical Journal. 624 (2): 923–933. arXiv:astro-ph/0612696. Bibcode:2005ApJ...624..923L. doi:10.1086/429143.
  65. ↑ Szymanski, M.; Udalski, A. (1987). „AY Lyrae Superoutburst Photometry“. Information Bulletin on Variable Stars. 3105: 1. Bibcode:1987IBVS.3105....1S.
  66. ↑ Kato, T.; Poyner, G.; Kinnunen, T. (2002). „V344 Lyr: an unusual large-amplitude SU UMa-type dwarf nova with a short supercycle“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 330 (1): 53–57. arXiv:astro-ph/0110317. Bibcode:2002MNRAS.330...53K. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05015.x.
  67. ↑ Shears, J.; Poyner, G. (2007). „HR Lyrae (Nova Lyr 1919): from outburst to active quiescence“. Journal of the British Astronomical Association. 117 (3): 136–141. arXiv:astro-ph/0701719. Bibcode:2007JBAA..117..136S.
  68. ↑ „A Collection of Ancient Stars“. ESA/Hubble Picture of the Week. Посетено на 20 August 2012.
  69. ↑ Levy, David H. (2005). Deep Sky Objects. Prometheus Books. стр. 123. ISBN 1-59102-361-0.
  70. ↑ 70,0 70,1 Wilkins, Jamie; Dunn, Robert (2006). 300 Astronomical Objects: A Visual Reference to the Universe. Buffalo, New York: Firefly Books. ISBN 978-1-55407-175-3.
  71. ↑ Levy 2005, стр. 125.
  72. ↑ Pollacco, D. L.; Bell, S. A. (1994). „A preliminary analysis of the planetary nebula central star V477 Lyrae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 267 (2): 452–464. Bibcode:1994MNRAS.267..452P. doi:10.1093/mnras/267.2.452.
  73. ↑ Corradi, Romano L. M.; García-Rojas, Jorge; Jones, David; Rodríguez-Gil, Pablo (2015). „Binarity and the Abundance Discrepancy Problem in Planetary Nebulae“. The Astrophysical Journal. 803 (2): 99. arXiv:1502.05182. Bibcode:2015ApJ...803...99C. doi:10.1088/0004-637X/803/2/99.
  74. ↑ „NASA - What's My Age? Mystery Star Cluster Has 3 Different Birthdays“. www.nasa.gov (англиски). Архивирано од изворникот на 2017-06-09. Посетено на 2017-02-13.
  75. ↑ Klotz, A.; Boër, M.; Atteia, J. L.; Stratta, G.; Behrend, R.; Malacrino, F.; Damerdji, Y. (2005). „Early re-brightening of the afterglow of GRB 050525a“. Astronomy and Astrophysics. 439 (3): L35–L38. arXiv:astro-ph/0506259. Bibcode:2005A&A...439L..35K. doi:10.1051/0004-6361:200500153.
  76. ↑ Resmi, L.; Misra, K.; Jóhannesson, G.; Castro-Tirado, A. J.; Gorosabel, J.; Jelínek, M.; Bhattacharya, D.; Kubánek, P.; Anupama, G. C. (2012). „Comprehensive multiwavelength modelling of the afterglow of GRB 050525A“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 427 (1): 288–297. arXiv:1207.3003. Bibcode:2012MNRAS.427..288R. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21713.x.
  77. ↑ Della Valle, M.; Malesani, D.; Bloom, J. S.; Benetti, S.; Chincarini, G.; D'Avanzo, P.; Foley, R. J.; Covino, S.; Melandri, A. (2006). „Hypernova Signatures in the Late Rebrightening of GRB 050525A“. The Astrophysical Journal. 642 (2): L103–L106. arXiv:astro-ph/0604109. Bibcode:2006ApJ...642L.103D. doi:10.1086/504636.
  78. ↑ Zinn, P.-C.; Grunden, P.; Bomans, D. J. (2011). „Supernovae without host galaxies?“. Astronomy & Astrophysics. 536: A103. arXiv:1109.4717. Bibcode:2011A&A...536A.103Z. doi:10.1051/0004-6361/201117631.
  79. ↑ Heng, Kevin; Lazzati, Davide; Perna, Rosalba; Garnavich, Peter; Noriega-Crespo, Alberto; Bersier, David; Matheson, Thomas; Pahre, Michael (2008). „A Direct Measurement of the Dust Extinction Curve in an Intermediate-Redshift Galaxy“. The Astrophysical Journal. 681 (2): 1116–1122. arXiv:0803.2879. Bibcode:2008ApJ...681.1116H. doi:10.1086/588279.
  80. ↑ Vogt, Steven S.; Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Apps, Kevin (2000). „Six New Planets from the Keck Precision Velocity Survey“. The Astrophysical Journal. 536 (2): 902–914. arXiv:astro-ph/9911506. Bibcode:2000ApJ...536..902V. doi:10.1086/308981.
  81. ↑ Meschiari, Stefano; Laughlin, Gregory; Vogt, Steven S.; Butler, R. Paul; Rivera, Eugenio J.; Haghighipour, Nader; Jalowiczor, Peter (2011). „The Lick-Carnegie Survey: Four New Exoplanet Candidates“. The Astrophysical Journal. 727 (2): 117. arXiv:1011.4068. Bibcode:2011ApJ...727..117M. doi:10.1088/0004-637X/727/2/117.
  82. ↑ Liu, Yu-Juan; Sato, Bun'ei; Zhao, Gang; Ando, Hiroyasu (2009). „A planetary companion orbiting the intermediate-mass G Giant HD 173416“. Research in Astronomy and Astrophysics. 9 (1): 1–4. Bibcode:2009RAA.....9....1L. doi:10.1088/1674-4527/9/1/001.
  83. ↑ Muterspaugh, Matthew W.; Lane, Benjamin F.; Kulkarni, S. R.; Konacki, Maciej; Burke, Bernard F.; Colavita, M. M.; Shao, M.; Hartkopf, William I.; Boss, Alan P. (2010). „The Phases Differential Astrometry Data Archive. V. Candidate Substellar Companions to Binary Systems“. The Astronomical Journal. 140 (6): 1657–1671. arXiv:1010.4048. Bibcode:2010AJ....140.1657M. doi:10.1088/0004-6256/140/6/1657.
  84. ↑ Zucker, S.; Naef, D.; Latham, D. W.; Mayor, M.; Mazeh, T.; Beuzit, J. L.; Drukier, G.; Perrier-Bellet, C.; Queloz, D. (2002). „A Planet Candidate in the Stellar Triple System HD 178911“. The Astrophysical Journal. 568 (1): 363–368. arXiv:astro-ph/0111550. Bibcode:2002ApJ...568..363Z. doi:10.1086/338892.
  85. ↑ Alonso, Roi; Brown, Timothy M.; Torres, Guillermo; Latham, David W.; Sozzetti, Alessandro; Mandushev, Georgi; Belmonte, Juan A.; Charbonneau, David; Deeg, Hans J. (2004). „TrES-1: The Transiting Planet of a Bright K0 V Star“. The Astrophysical Journal. 613 (2): L153–L156. arXiv:astro-ph/0408421. Bibcode:2004ApJ...613L.153A. doi:10.1086/425256.
  86. ↑ Dittmann, Jason A.; Close, Laird M.; Green, Elizabeth M.; Fenwick, Mike (2009). „A TENTATIVE DETECTION OF A STARSPOT DURING CONSECUTIVE TRANSITS OF AN EXTRASOLAR PLANET FROM THE GROUND: NO EVIDENCE OF A DOUBLE TRANSITING PLANET SYSTEM AROUND TrES-1“. The Astrophysical Journal. 701 (1): 756–763. arXiv:0906.4320. Bibcode:2009ApJ...701..756D. doi:10.1088/0004-637X/701/1/756.
  87. ↑ Pollacco, D.; Skillen, I.; Collier Cameron, A.; Loeillet, B.; Stempels, H. C.; Bouchy, F.; Gibson, N. P.; Hebb, L.; Hébrard, G. (2008). „WASP-3b: a strongly irradiated transiting gas-giant planet“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 385 (3): 1576–1584. arXiv:0711.0126. Bibcode:2008MNRAS.385.1576P. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.12939.x.
  88. ↑ Maciejewski, G.; Niedzielski, A.; Wolszczan, A.; Nowak, G.; Neuhäuser, R.; Winn, J. N.; Deka, B.; Adamów, M.; Górecka, M. (2013). „Constraints on a Second Planet in the Wasp-3 System“. The Astronomical Journal. 146 (6): 147. arXiv:1309.6733. Bibcode:2013AJ....146..147M. doi:10.1088/0004-6256/146/6/147.
  89. ↑ Latham, David W.; Borucki, William J.; Koch, David G.; Brown, Timothy M.; Buchhave, Lars A.; Basri, Gibor; Batalha, Natalie M.; Caldwell, Douglas A.; Cochran, William D. (2010). „KEPLER-7b: A TRANSITING PLANET WITH UNUSUALLY LOW DENSITY“. The Astrophysical Journal. 713 (2): L140–L144. arXiv:1001.0190. Bibcode:2010ApJ...713L.140L. doi:10.1088/2041-8205/713/2/L140.
  90. ↑ Jenkins, Jon M.; Borucki, William J.; Koch, David G.; Marcy, Geoffrey W.; Cochran, William D.; Welsh, William F.; Basri, Gibor; Batalha, Natalie M.; Buchhave, Lars A. (2010). „DISCOVERY AND ROSSITER-McLAUGHLIN EFFECT OF EXOPLANET KEPLER-8b“. The Astrophysical Journal. 724 (2): 1108–1119. arXiv:1001.0416. Bibcode:2010ApJ...724.1108J. doi:10.1088/0004-637X/724/2/1108.
  91. ↑ Gautier, Thomas N.; Charbonneau, David; Rowe, Jason F.; Marcy, Geoffrey W.; Isaacson, Howard; Torres, Guillermo; Fressin, Francois; Rogers, Leslie A.; Désert, Jean-Michel (2012). „Kepler-20: A Sun-Like Star with Three Sub-Neptune Exoplanets and Two Earth-Size Candidates“. The Astrophysical Journal. 749 (1): 15. arXiv:1112.4514. Bibcode:2012ApJ...749...15G. doi:10.1088/0004-637X/749/1/15.
  92. ↑ Fressin, Francois; Torres, Guillermo; Rowe, Jason F.; Charbonneau, David; Rogers, Leslie A.; Ballard, Sarah; Batalha, Natalie M.; Borucki, William J.; Bryson, Stephen T. (2011). „Two Earth-sized planets orbiting Kepler-20“. Nature. 482 (7384): 195–198. arXiv:1112.4550. Bibcode:2012Natur.482..195F. doi:10.1038/nature10780. PMID 22186831.
  93. ↑ Borucki, William J.; и др. (18 April 2013). „Kepler-62: A Five-Planet System with Planets of 1.4 and 1.6 Earth Radii in the Habitable Zone“. Science Express. 340 (6132): 587–90. arXiv:1304.7387. Bibcode:2013Sci...340..587B. doi:10.1126/science.1234702. PMID 23599262. Архивирано од изворникот на 2 May 2022. Посетено на 18 March 2022.
  94. ↑ Johnson, Michele; Harrington, J.D. (18 April 2013). „NASA's Kepler Discovers Its Smallest 'Habitable Zone' Planets to Date“. NASA. Архивирано од изворникот на 8 May 2020. Посетено на 18 March 2022.
  95. ↑ Grant, Andrew (18 April 2013). „Most Earthlike planets yet seen bring Kepler closer to its holy grail“. ScienceNews.org. Архивирано од изворникот на 21 April 2013. Посетено на 19 April 2013.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Лира_(соѕвездие)&oldid=5273658“