44 Волопаса: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правка
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
м унификация шаблона, добавление параметров,
м →Описание: ПРО:CW → middle priority → ISSN с некорректной длиной, replaced: ISSN 0067-0049 → ISSN 00670049 (2)
 
(не показано 26 промежуточных версий 18 участников)
Строка 1: Строка 1:
{{Звезда
{{Звезда}}
'''44 Волопаса''' ({{lang-la|44 Boötis}}), '''i Волопаса''' ({{lang-la|i Boötis}}), '''HD 133640''' — [[кратная звезда]] в созвездии [[Волопас]]а на расстоянии (вычисленном из значения [[Годичный звёздный параллакс|параллакса]]) приблизительно 42,2 [[Световой год|световых лет]] (около 12,9 [[парсек]]ов) от [[Солнце|Солнца]]. Возраст звезды определён как около 5,01 млрд лет{{source-ref|Q63778356}}.
| Название = 44 Волопаса
| Изображение = 44i Bootis artist's conception.jpg
| Описание = 44 Волопаса в представлении художника.
| Открыватель =
| Дата_открытия =
| Эпоха = [[J2000.0]]
| Тип =
| Прямое_восхождение = {{RA|15|03|47,3040}}
| Склонение = {{Dec|+47|39|14,616}}
| Шаблон_Eq = да
| Угол_Eq =
| Название_Eq =
| Расстояние = {{ly|41,6|12,8}}
| Видимая_звёздная_величина = 4,75
| Созвездие = Волопас
| Лучевая_скорость = -30,8
| Собственное_движение_RA = -436,26
| Собственное_движение_Dec = 18,93
| Параллакс = 78,39
| Ошибка_параллакса = 1,03
| Абсолютная_звёздная_величина= 5,41
| Спектральный_класс = G0 Vnv
| Показатель_цвета_B-V = 0,65
| Показатель_цвета_U-B = 0,11
| Переменность = [[Переменные типа W Большой Медведицы|W Большой Медведицы]]
| Масса =
| Радиус =
| Возраст =
| Температура =
| Светимость =
| Металличность =
| Вращение =
| Свойства =
| Другие_обозначения = HD 133640, RX J1503.7+4739, 44 Bootis, HIC 73695, SAO 45357, i Boo, 1ES 1502+47.8, HIP 73695, SBC9 826, HR 5618, EUVE J1503+47.6, IDS 15005+4803 AB, TD1 17940, ADS 9494 AB, EXO 1502.0+4749, IRAS 15021+4750, UBV M 20543, BD+48 2259, GC 20281, N30 3404, uvby98, 100133640 ABV, CCDM J15038+4739AB, GCRV 65212 <br />
| SIMBAD = 44 Bootis
| ARICNS = 01191
| accessdate =
| Источники =
}}


Третий и четвёртый компоненты — двойная [[затменная переменная звезда типа W Большой Медведицы]] (EW){{source-ref|Q66617976}}. [[Видимая звёздная величина]] звезды — от +4,86<sup>m</sup> до +4,7<sup>m</sup><ref name=gcvs>[http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?V*%20i%20Boo i Boo], database entry, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS5.1, 2017 Ed.), N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., [[Centre de Données astronomiques de Strasbourg|CDS]] ID [http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?II/250 II/250] {{Wayback|url=http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?II%2F250 |date=20120806065722 }} Accessed online 2021-04-06.</ref>. [[Орбитальный период]] — около 0,2678 суток (6,4277 часов){{source-ref|Q105446041}}.
'''44 Волопаса''' ({{lang-la|44 Boötis}}) — [[тройная звезда]], которая находится в созвездии [[Волопас (созвездие)|Волопас]] на расстоянии около 42 [[Световой год|световых лет]] от нас.


== Характеристики ==
== Характеристики ==
Первый компонент ('''CCDM J15038+4739A''') — [[жёлтый карлик]] [[Спектральный класс|спектрального класса]] G0Vn{{source-ref|Q104803301}}{{source-ref|Q68908216}}{{source-ref|Q68945117}}, или F5V{{source-ref|Q63778356}}. Видимая звёздная величина звезды — +6,2<sup>m</sup>{{source-ref|Q2624735}}. Масса — около 1,081 [[Солнечная масса|солнечной]], радиус — около 1,291 [[Солнечный радиус|солнечного]], светимость — около 1,601 [[Солнечная светимость|солнечной]]{{source-ref|Q62684315}}. [[Эффективная температура]] — около 5248 [[Кельвин|K]]{{source-ref|Q51905050}}.
[[Файл:44i Bootis.JPG|left|250px|thumb|Спектры линий железа 44 Волопаса.]]
Звезда состоит из трёх компонентов. Компоненты В и С составляют пару звёзд, обращающихся друг вокруг друга за рекордно короткий промежуток времени — 3 часа. Система видна невооружённым глазом; в любительский телескоп звезду можно увидеть как двойную — компоненты В и С сливаются в одну.


Второй компонент — [[красный карлик]] спектрального класса M. Масса — около 201,17 [[Масса Юпитера|юпитерианских]] (0,192 солнечной){{source-ref|Q62555419}}. Удалён на 1,535 [[а.е.]]{{source-ref|Q62555419}}.
=== 44 Волопаса А ===
Главный компонент в системе принадлежит к [[Спектральный класс|классу]] [[Жёлтый карлик|жёлтых карликов]] и по своим характеристикам напоминает наше [[Солнце]]. Радиус звезды равен 1,03 радиусу Солнца<ref>{{cite web
| author = Johnson, H. M. & Wright, C. D.
| authorlink =
| datepublished = Nov. 1983
| url = http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1983ApJS...53..643J
| title = Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun
| format =
| work =
| publisher = Astrophysical Journal Supplement Series (ISSN 0067-0049), vol. 53, Nov. 1983, p. 643-711
| accessdate = 2009-06-08
| lang = en
| description =


Третий компонент ('''CCDM J15038+4739Ba''') — жёлтый карлик спектрального класса G2V<ref name=gcvs/>{{source-ref|Q58469652}}, или K0V{{source-ref|Q68945117}}. Масса — около 0,95 солнечной{{source-ref|Q29399812}}. Эффективная температура — около 5096 K{{source-ref|Q51905050}}. Орбитальный период — около 209,8 лет{{source-ref|Q29393326}}. Удалён на 3,67 [[Угловая секунда|угловой секунды]]{{source-ref|Q29393326}}.
}}</ref>, а [[светимость]] — 1,14 солнечной. Расстояние между звездой и тесной парой В и С периодически варьируется, поскольку они движутся по эллиптической орбите. В [[1880 год]]у расстояние между компонентом А и парой ВС равнялось 4,7", а в [[1969 год]]у оно составляло 0,4".<ref>{{cite web
| author = Binnendijk, L.
| authorlink =
| datepublished = 1955
| url = http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1955AJ.....60..355B
| title = The light variation and orbital elements of 44 iota Bootis.
| format =
| work =
| publisher = Astronomical Journal, Vol. 60, p. 355
| accessdate = 2009-06-08
| lang = en
| description =


Четвёртый компонент ('''CCDM J15038+4739Bb''') — жёлтый карлик спектрального класса G2V<ref name=gcvs/>{{source-ref|Q58469652}}, или K4V{{source-ref|Q68945117}}. Масса — около 0,45 солнечной{{source-ref|Q29399812}}.
}}</ref> Согласно недавним исследованиям, компоненты разделяет среднее расстояние в 48,5 [[Астрономическая единица|а.е.]] (приблизительно на таком расстоянии обращается [[Плутон (карликовая планета)|Плутон]] вокруг Солнца). Полный оборот вокруг общего центра масс они совершают за 206 [[Год|лет]].<ref>{{cite web
| author = Söderhjelm, Staffan
| authorlink =
| datepublished = 01/1999
| url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1999A%26A...341..121S&db_key=AST&high=3ab60d466709212
| title = Visual binary orbits and masses POST HIPPARCOS
| format =
| work =
| publisher = Astronomy and Astrophysics, v.341, p.121-140 (1999)
| accessdate = 2009-06-08
| lang = en
| description =


== Описание ==
}}</ref> Их орбита повёрнута на 84° по отношению к наблюдателю на [[Земля|Земле]].
[[Файл:Spectra of iron lines in 44i Bootis.png|слева|250px|thumb|Спектры линий железа 44 Волопаса]]
Третий компонент в системе принадлежит к [[Спектральные классы звёзд|классу]] [[Жёлтый карлик|жёлтых карликов]] и по своим характеристикам напоминает наше Солнце. Радиус звезды равен 1,03 радиусу Солнца<ref>{{cite web
|author = Johnson, H. M. & Wright, C. D.
|authorlink =
|datepublished = 1983-11
|url = http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1983ApJS...53..643J
|title = Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun
|format =
|work =
|publisher = Astrophysical Journal Supplement Series (ISSN 00670049), vol. 53, Nov. 1983, p. 643-711
|accessdate = 2009-06-08
|lang = en
|description =
|archiveurl = https://www.webcitation.org/65UftUyIp?url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1983ApJS...53..643J
|archivedate = 2012-02-16
}}</ref>, а [[светимость]] — 1,14 солнечной. Расстояние между звездой и тесной парой В и С периодически варьируется, поскольку они движутся по эллиптической орбите. В 1880 году расстояние между компонентом А и парой ВС равнялось 4,7", а в 1969 году оно составляло 0,4"<ref>{{cite web
|author = Binnendijk, L.
|authorlink =
|datepublished = 1955
|url = http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1955AJ.....60..355B
|title = The light variation and orbital elements of 44 iota Bootis.
|format =
|work =
|publisher = Astronomical Journal, Vol. 60, p. 355
|accessdate = 2009-06-08
|lang = en
|description =
|archiveurl = https://www.webcitation.org/66bBTb2Ja?url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1955AJ.....60..355B
|archivedate = 2012-04-01
}}</ref>. Согласно недавним исследованиям, компоненты разделяет среднее расстояние в 48,5 [[Астрономическая единица|а.е.]] (приблизительно на таком расстоянии обращается [[Плутон (карликовая планета)|Плутон]] вокруг Солнца). Полный оборот вокруг общего центра масс они совершают за 206 [[Год|лет]]<ref>{{cite web
|author = Söderhjelm, Staffan
|authorlink =
|datepublished = 1999-01-01
|url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1999A%26A...341..121S&db_key=AST&high=3ab60d466709212
|title = Visual binary orbits and masses POST HIPPARCOS
|format =
|work =
|publisher = Astronomy and Astrophysics, v.341, p.121-140 (1999)
|accessdate = 2009-06-08
|lang = en
|description =
|archiveurl = https://www.webcitation.org/66bBUCUmn?url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1999A&A...341..121S
|archivedate = 2012-04-01
}}</ref>. Их орбита повёрнута на 84° по отношению к наблюдателю на [[Земля|Земле]].


Четвёртый компонент, обращающийся в тесной паре, относится к классу G2V, то есть тоже похож по своим параметрам на Солнце: при почти такой же массе, как и у нашего дневного светила, его радиус и светимость составляют 87—89% и 54% солнечных соответственно<ref name="Hill et al, 1989">{{cite web
=== 44 Волопаса В ===
|author = Hill, G., Fisher, W. A., & Holmgren, D.
Данная звезда, обращающаяся в тесной паре, относится к классу G2 V, т. е. тоже похожа по своим параметрам на Солнце: при почти такой же массе, как и у нашего дневного светила, её радиус и светимость составляют 87—89% и 54% солнечных соответственно.<ref name="Hill et al, 1989">{{cite web
|authorlink =
| author = Hill, G., Fisher, W. A., & Holmgren, D.
|datepublished = 1989-02
| authorlink =
|url = http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1989A%26A...211...81H
| datepublished = Feb. 1989
|title = Studies of late-type binaries. I - The physical parameters of 44 IOTA Bootis ABC
| url = http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1989A%26A...211...81H
|format =
| title = Studies of late-type binaries. I - The physical parameters of 44 IOTA Bootis ABC
| format =
|work =
|publisher = Astronomy and Astrophysics (ISSN 00046361), vol. 211, no. 1, Feb. 1989, p. 81-98.
| work =
|accessdate = 2009-06-08
| publisher = Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361), vol. 211, no. 1, Feb. 1989, p. 81-98.
| accessdate = 2009-06-08
|lang = en
| lang = en
|description =
|archiveurl = https://www.webcitation.org/66bBUg5mR?url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1989A&A...211...81H
| description =
|archivedate = 2012-04-01
}}</ref>.


}}</ref> Вся система 44 Волопаса классифицируется как затменная переменная звезда типа [[Переменные типа W Большой Медведицы|W Большой Медведицы]], поскольку компоненты В и С настолько близки, что их поверхности касаются друг друга, и они постоянно обмениваются материалом с внешних слоёв. Они имеют одну общую [[Фотосфера|фотосферу]] и мощные магнитные поля. Компоненты разделены между собой расстоянием всего в 0,008 а.е. (чуть больше одного миллиона километров). Подобные системы очень нестабильны, и в них часто происходят катастрофические взрывы, называемые вспышками [[Карликовая новая|карликовых новых]], такие, как, например, [[U Близнецов]], [[SS Лебедя]] или [[U Пегаса]].
Вся система 44 Волопаса классифицируется как затменная переменная звезда типа [[Переменные типа W Большой Медведицы|W Большой Медведицы]], поскольку третий и четвёртый компоненты настолько близки, что их поверхности касаются друг друга, они постоянно обмениваются материалом с внешних слоёв. Они имеют одну общую [[Фотосфера|фотосферу]] и мощные магнитные поля. Компоненты разделены между собой расстоянием всего в 0,008 а.е. (чуть больше одного миллиона километров). Подобные системы очень нестабильны, и в них часто происходят катастрофические взрывы, называемые вспышками [[Карликовая новая|карликовых новых]], такие, как, например, [[U Близнецов]], [[SS Лебедя]] или [[U Пегаса]].

=== 44 Волопаса С ===
Третий компонент в системе изучен менее всего. Известно, что он, как и оба других, относится к классу жёлтых карликов — G V. Его диаметр составляет около 66% солнечного, он тусклее и менее массивен, чем компонент В.<ref name="Hill et al, 1989" />


== Ближайшее окружение звезды ==
== Ближайшее окружение звезды ==

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 [[Световой год|световых лет]] от 44 Волопаса:
Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 [[Световой год|световых лет]] от 44 Волопаса:


Строка 188: Строка 157:
{{примечания}}
{{примечания}}


{{Звёзды созвездия Волопаса}}
== См. также ==
* [[Список звёзд созвездия Волопаса]]

== Ссылки ==
* [http://www.solstation.com/stars2/44bootis.htm 44 Волопаса на сайте Solstation]{{ref-en}}
* [http://chandra.harvard.edu/press/01_releases/press_112101.html Статья на сайте телескопа Чандра: The Terrible Twos: What Might Happen If Our Sun Had A Twin]{{ref-en}}

[[Категория:Волопас (созвездие)]]
[[Категория:Переменные типа W Большой Медведицы]]

[[en:44 Boötis]]
[[es:44 Bootis]]
[[it:44 Boötis]]
[[ko:목동자리 44]]

Текущая версия от 16:14, 22 июля 2024

44 Волопаса
Звезда
44 Волопаса в представлении художника
44 Волопаса в представлении художника
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 15ч 03м 47,30с[1]
Склонение +47° 39′ 14,62″[1]
Созвездие Волопас
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −17,89 ± 0,4 км/с[5][6]
Собственное движение
 • прямое восхождение −445,84 ± 1,44 mas/год[1]
 • склонение 19,86 ± 1,67 mas/год[1]
Параллакс (π) 79,95 ± 1,56 mas[1]
Абсолютная звёздная величина (V) 5,41
Спектральные характеристики
Спектральный класс G0Vn[7]
Переменность W Большой Медведицы[8][9]
Физические характеристики
Масса 0,8 M☉
Радиус 1,27 R☉
Температура 5820 К[10]
Светимость 0,59 L☉
Металличность −0,5[10]
Вращение 3,15 км/с[11]
Коды в каталогах

HD 133640, SAO 45357, HIP 73695, HR 5618, IRAS 15021+4750, GJ 575, ADS 9494 AB, 1ES 1502+47.8, PLX 3410, BD+48 2259, CCDM J15038+4739AB, GC 20281, GCRV 65212, HIC 73695, N30 3404, ROT 5698, TD1 17940, i Boo, uvby98 100133640 ABV, 2EUVE J1503+47.6, EUVE J1503+47.6, RX J1503.7+4739, WDS J15038+4739AB, RBS 1458, RX J1503.8+4739, 1RXS J150348.3+473924, PMSC 15005+4803, UCAC3 276-123545, UCAC4 689-055438, 2MASS J15034736+4739152, Ci 20 907, [ZEH2003] RX J1503.8+4739 1, WEB 12597, 44 Boo, i Boo, TIC 283819432 и UBV M 20543

Информация в базах данных
SIMBAD * i Boo
Звёздная система
У звезды существует несколько компонентов
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

44 Волопаса (лат. 44 Boötis), i Волопаса (лат. i Boötis), HD 133640 — кратная звезда в созвездии Волопаса на расстоянии (вычисленном из значения параллакса) приблизительно 42,2 световых лет (около 12,9 парсеков) от Солнца. Возраст звезды определён как около 5,01 млрд лет[12].

Третий и четвёртый компоненты — двойная затменная переменная звезда типа W Большой Медведицы (EW)[13]. Видимая звёздная величина звезды — от +4,86m до +4,7m[14]. Орбитальный период — около 0,2678 суток (6,4277 часов)[15].

Характеристики

[править | править код]

Первый компонент (CCDM J15038+4739A) — жёлтый карлик спектрального класса G0Vn[16][17][18], или F5V[12]. Видимая звёздная величина звезды — +6,2m[19]. Масса — около 1,081 солнечной, радиус — около 1,291 солнечного, светимость — около 1,601 солнечной[20]. Эффективная температура — около 5248 K[21].

Второй компонент — красный карлик спектрального класса M. Масса — около 201,17 юпитерианских (0,192 солнечной)[22]. Удалён на 1,535 а.е.[22].

Третий компонент (CCDM J15038+4739Ba) — жёлтый карлик спектрального класса G2V[14][23], или K0V[18]. Масса — около 0,95 солнечной[24]. Эффективная температура — около 5096 K[21]. Орбитальный период — около 209,8 лет[25]. Удалён на 3,67 угловой секунды[25].

Четвёртый компонент (CCDM J15038+4739Bb) — жёлтый карлик спектрального класса G2V[14][23], или K4V[18]. Масса — около 0,45 солнечной[24].

Описание

[править | править код]
Спектры линий железа 44 Волопаса

Третий компонент в системе принадлежит к классу жёлтых карликов и по своим характеристикам напоминает наше Солнце. Радиус звезды равен 1,03 радиусу Солнца[26], а светимость — 1,14 солнечной. Расстояние между звездой и тесной парой В и С периодически варьируется, поскольку они движутся по эллиптической орбите. В 1880 году расстояние между компонентом А и парой ВС равнялось 4,7", а в 1969 году оно составляло 0,4"[27]. Согласно недавним исследованиям, компоненты разделяет среднее расстояние в 48,5 а.е. (приблизительно на таком расстоянии обращается Плутон вокруг Солнца). Полный оборот вокруг общего центра масс они совершают за 206 лет[28]. Их орбита повёрнута на 84° по отношению к наблюдателю на Земле.

Четвёртый компонент, обращающийся в тесной паре, относится к классу G2V, то есть тоже похож по своим параметрам на Солнце: при почти такой же массе, как и у нашего дневного светила, его радиус и светимость составляют 87—89% и 54% солнечных соответственно[29].

Вся система 44 Волопаса классифицируется как затменная переменная звезда типа W Большой Медведицы, поскольку третий и четвёртый компоненты настолько близки, что их поверхности касаются друг друга, они постоянно обмениваются материалом с внешних слоёв. Они имеют одну общую фотосферу и мощные магнитные поля. Компоненты разделены между собой расстоянием всего в 0,008 а.е. (чуть больше одного миллиона километров). Подобные системы очень нестабильны, и в них часто происходят катастрофические взрывы, называемые вспышками карликовых новых, такие, как, например, U Близнецов, SS Лебедя или U Пегаса.

Ближайшее окружение звезды

[править | править код]

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от 44 Волопаса:

Звезда Спектральный класс Расстояние, св. лет
BD+45 2247 M0 V 3,8
G 179-20 M V 4,0
BD+53 1719 K V 5,7
G 179-43 M V / M V 6,1
GJ 1187 M V 8,1
θ Волопаса F7 V / M3 V / D? VII 8,4
BD+47 2112 M3 Ve / M3 Ve 8,9
Росс 1041 M3,5 V 9,1
LP 98-132 M V 9,9
BD+50 2030 K5-M0 Vp 10,0
BD+39 2947 G8 V / ? 12
χ Геркулеса F8-9 V 13
CM Дракона M4,5 Ve / M4,5 V / DC D 14
σ Волопаса F3 Vw 17
Рутилик F9-G0 IV / ? / K0 V /? 18
19 Дракона F6 V / ? 20
26 Дракона G0-1 V / K3 V / M1 V 20

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 3 4 5 Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2007. — Vol. 474, Iss. 2. — P. 653–664. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20078357 — arXiv:0708.1752
  2. ↑ 1 2 Høg E., Fabricius C., Makarov V. V., Urban S., Corbin T., Wycoff G., Bastian U., Schwekendiek P., Wicenec A. The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2000. — Vol. 355. — P. L27—L30. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  3. ↑ 1 2 Bidelman W. P. G. P. Kuiper's spectral classifications of proper-motion stars (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 1985. — Vol. 59. — P. 197–227. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/191069
  4. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars (англ.) — 1970. — Vol. 189.
  5. ↑ Maldonado J., Martínez-Arnáiz R. M., Eiroa C., Montes D., Montesinos B. A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2010. — Vol. 521. — P. A12. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201014948 — arXiv:1007.1132
  6. ↑ Bilir S., Karataş Y., Demircan O., Eker Z. Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2005. — Vol. 357, Iss. 2. — P. 497–517. — 21 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2005.08609.X — arXiv:astro-ph/0411291
  7. ↑ Gray R. O., Napier M. G., Winkler L. I. The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2001. — Vol. 121, Iss. 4. — P. 2148–2158. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/319956
  8. ↑ Kukarkin B. V., Kholopov P. N., Pskovsky Y. P., Efremov Y. N., Kukarkina N. P., Kurochkin N. E., Medvedeva G. I. General Catalogue of Variable Stars, 3rd ed. — 1971.
  9. ↑ N. N. Samus’, Kazarovets E. V., Durlevich O. V., Kireeva N. N., Pastukhova E. N. General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1 (англ.) // Astronomy Reports / D. Bisikalo — MAIK Nauka/Interperiodica, Springer Science+Business Media, 2017. — Vol. 61, Iss. 1. — P. 80–88. — ISSN 1063-7729; 1562-6881; 0004-6299 — doi:10.1134/S1063772917010085
  10. ↑ 1 2 Hirsch L. A., Rosenthal L., Fulton B. J., Howard A. W., Ciardi D. R., Marcy G. W., Nielsen E., Petigura E. A., de Rosa, Robert J., Isaacson H. et al. Understanding the Impacts of Stellar Companions on Planet Formation and Evolution: A Survey of Stellar and Planetary Companions within 25 pc (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2021. — Vol. 161, Iss. 3. — P. 32. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/ABD639 — arXiv:2012.09190
  11. ↑ Martínez-Arnáiz R., Maldonado J., Montes D., Eiroa C., Montesinos B. Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2010. — Vol. 520. — P. 79–79. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/200913725 — arXiv:1002.4391
  12. ↑ 1 2 Luck R. E. Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 153, Iss. 1. — 19 p. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 — arXiv:1611.02897
  13. ↑ Kreiner J. M. Up-to-date linear elements of eclipsing binaries (англ.) // Acta Astronomica / M. Kubiak — Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2004. — Vol. 54. — P. 207–210. — ISSN 0001-5237
  14. ↑ 1 2 3 i Boo, database entry, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS5.1, 2017 Ed.), N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., CDS ID II/250 Архивная копия от 6 августа 2012 на Wayback Machine Accessed online 2021-04-06.
  15. ↑ Zhang X., Qian S. Orbital period cut-off of W UMa-type contact binaries (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2020. — Vol. 497, Iss. 3. — P. 3493—3503. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STAA2166
  16. ↑ Hinkel N. R., Unterborn C., Kane S. R., Somers G., Galvez R. A Recommendation Algorithm to Predict Giant Exoplanet Host Stars Using Stellar Elemental Abundances (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2019. — Vol. 880, Iss. 1. — 13 p. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.3847/1538-4357/AB27C0 — arXiv:1805.12144
  17. ↑ Boro Saikia S., Marvin C. J., Jeffers S. V., Reiners A., Cameron R., Marsden S. C., Petit P., Warnecke J., Yadav A. P. Chromospheric activity catalogue of 4454 cool stars. Questioning the active branch of stellar activity cycles (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2018. — Vol. 616. — P. 108–108. — 23 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201629518 — arXiv:1803.11123
  18. ↑ 1 2 3 Docobo J. A., Andrade M. A methodology for the description of multiple stellar systems with spectroscopic subcomponents (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 2006. — Vol. 652, Iss. 1. — P. 681–695. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/508053
  19. ↑ Dommanget J. Каталог компонентов двойных и кратных звёзд // Catalogue des Composantes d'Étoiles Doubles et Multiples, Première Édition — 1994. — Т. 115. — С. 1.
  20. ↑ Schofield M., Chaplin W. J., Huber D., Campante T. L., Davies G. R., Miglio A., Ball W. H., Appourchaux T., Basu S., Bedding T. R. et al. The Asteroseismic Target List for Solar-like Oscillators Observed in 2 minute Cadence with the Transiting Exoplanet Survey Satellite (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 2019. — Vol. 241, Iss. 1. — 10 p. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.3847/1538-4365/AB04F5 — arXiv:1901.10148
  21. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  22. ↑ 1 2 Kervella P., Arenou F., Mignard F., Thévenin F. Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2019. — Vol. 623. — P. 72–72. — 23 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201834371 — arXiv:1811.08902
  23. ↑ 1 2 Montesinos B., Eiroa C., Krivov A. V., Marshall J. P., Pilbratt G. L., Liseau R., Mora A., Ertel S., Bayo A., Wolf S. et al. Incidence of debris discs around FGK stars in the solar neighbourhood (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2016. — Vol. 593. — P. 51–51. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201628329 — arXiv:1605.05837
  24. ↑ 1 2 Tokovinin A. Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2008. — Vol. 389, Iss. 2. — P. 925–938. — 14 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2008.13613.X — arXiv:0806.3263
  25. ↑ 1 2 Malkov O. Y., Tamazian V. S., Docobo J. A., Chulkov D. A. Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 546. — 5 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201219774
  26. ↑ Johnson, H. M. & Wright, C. D. Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun (англ.). Astrophysical Journal Supplement Series (ISSN 00670049), vol. 53, Nov. 1983, p. 643-711 (ноябрь 1983). Дата обращения: 8 июня 2009. Архивировано 16 февраля 2012 года.
  27. ↑ Binnendijk, L. The light variation and orbital elements of 44 iota Bootis. (англ.). Astronomical Journal, Vol. 60, p. 355 (1955). Дата обращения: 8 июня 2009. Архивировано 1 апреля 2012 года.
  28. ↑ Söderhjelm, Staffan. Visual binary orbits and masses POST HIPPARCOS (англ.). Astronomy and Astrophysics, v.341, p.121-140 (1999) (1 января 1999). Дата обращения: 8 июня 2009. Архивировано 1 апреля 2012 года.
  29. ↑ Hill, G., Fisher, W. A., & Holmgren, D. Studies of late-type binaries. I - The physical parameters of 44 IOTA Bootis ABC (англ.). Astronomy and Astrophysics (ISSN 00046361), vol. 211, no. 1, Feb. 1989, p. 81-98. (февраль 1989). Дата обращения: 8 июня 2009. Архивировано 1 апреля 2012 года.
Источник — https://ru.wikipedia.org/ruwiki/w/index.php?title=44_Волопаса&oldid=139133764