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Upsilon Andrómedae

Upsilon Andromedae ( υ Andromedae , abreviado Upsilon And , υ Andromedae ) es una estrella binaria situada a 44 años luz de la Tierra en la constelación de Andrómeda . El sistema consta de una estrella de secuencia principal de tipo F (designada υ Andromedae A, oficialmente denominada Titawin en lengua amazigh / t ɪ t ə ˈ w iː n / ) y una enana roja más pequeña .

A partir de 2015 , se cree que tres planetas extrasolares (designados Upsilon Andromedae b , c , d ; llamados Saffar, Samh y Majriti, respectivamente) orbitan υ Andromedae A. Es probable que los tres sean planetas jovianos comparables en tamaño a Júpiter . Este fue a la vez el primer sistema de múltiples planetas descubierto alrededor de una estrella de la secuencia principal y el primer sistema de múltiples planetas conocido en un sistema de múltiples estrellas .

Nomenclatura

υ Andromedae ( latinizado a Upsilon Andromedae ) es la designación de Bayer del sistema . Según las reglas para nombrar objetos en sistemas estelares binarios, los dos componentes se designan A y B. [14] Según las mismas reglas, el primer planeta descubierto orbitando υ Andromedae A debería designarse υ Andromedae Ab. Aunque esta forma más formal se utiliza ocasionalmente para evitar confusión con una estrella secundaria υ Andromedae B, se la conoce más comúnmente como υ Andromedae b. Los otros planetas descubiertos fueron designados υ Andromedae c, d y e, en orden de descubrimiento.

En julio de 2014, la Unión Astronómica Internacional (IAU) lanzó NameExoWorlds , un proceso para dar nombres propios a ciertos exoplanetas y sus estrellas anfitrionas. [15] El proceso implicó la nominación pública y la votación de los nuevos nombres. [16] En diciembre de 2015, la IAU anunció que los nombres ganadores eran Titawin para υ Andromedae A y Saffar, Samh y Majriti para tres de sus planetas (b, cyd, respectivamente). [17]

Los nombres ganadores fueron los presentados por el Club de Astronomía Vega de Marruecos . La estrella lleva el nombre del nombre bereber Tiṭṭawin , ⵜⵉⵟⵟⴰⵡⵉⵏ, de la ciudad de Tetuán en Marruecos y de la ciudad de Tataouine en Túnez , los cascos antiguos de ambas ciudades están considerados Patrimonio de la Humanidad por la UNESCO . Los planetas honran a los astrónomos de los siglos X y XI Ibn al-Saffar , Ibn al-Samh y Maslama al-Majriti de la España musulmana . [18]

En 2016, la IAU organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [19] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. En su primer boletín de julio de 2016, [20] la WGSN reconoció explícitamente los nombres de exoplanetas y sus estrellas anfitrionas aprobados por el Grupo de Trabajo del Comité Ejecutivo sobre Denominación Pública de Planetas y Satélites Planetarios, incluidos los nombres de estrellas adoptados durante la campaña NameExoWorlds de 2015. Esta estrella ahora está inscrita en el Catálogo de nombres de estrellas de la IAU. [13]

En chino ,天大將軍( Tiān Dà Jiāng Jūn ), que significa Gran General del Cielo , se refiere a un asterismo que consiste en Upsilon Andromedae, Gamma Andromedae , Phi Persei , 51 Andromedae , 49 Andromedae , Chi Andromedae , Tau Andromedae , 56 Andromedae , Beta Trianguli. , Gamma Trianguli y Delta Trianguli . En consecuencia, el nombre chino de Upsilon Andromedae es天大將軍六( Tiān Dà Jiāng Jūn liù , inglés: la Sexta Estrella del Gran General del Cielo ). [21]

sistema estelar

Upsilon Andromedae se encuentra bastante cerca del Sistema Solar : el satélite de astrometría Gaia midió el paralaje de Upsilon Andromedae A en 74,19 milisegundos de arco , lo que corresponde a una distancia de 13,49 pársecs (44 años luz ). [1] Upsilon Andromedae A tiene una magnitud aparente de +4,09, lo que lo hace visible a simple vista incluso bajo cielos moderadamente contaminados por luz, a unos 10 grados al este de la galaxia de Andrómeda .

El Catálogo de componentes de estrellas dobles y múltiples y el Catálogo de estrellas dobles de Washington (WDS) enumeran dos estrellas compañeras: magnitud 12,6 UCAC3 263-13722 a 110" de distancia, catalogada como componente B; y magnitud 10,3 estrella F2 TYC 2822-2067-1 280 " de distancia, catalogado como componente C. [22]

En el artículo del descubrimiento se hace referencia confusamente a una estrella más débil y más cercana, descubierta en 2002, como υ Andromedae B, aunque esa designación también se utiliza para una compañera diferente. Esta enana roja de magnitud 13 está a 55" de υ Andromedae A y se cree que es la única de las compañeras físicamente asociadas, a la misma distancia y con una separación proyectada de750  UA . Se ha agregado al WDS como componente D. [22]

Upsilon Andrómedae A

Upsilon Andromedae A es una enana de color blanco amarillento de tipo espectral F8V, similar al Sol, pero más joven, más masiva y más luminosa . Según su entrada en el estudio Ginebra-Copenhague, la estrella tiene alrededor de 3.100 millones de años y tiene una proporción similar de hierro en relación con el hidrógeno del Sol. [23] Con alrededor de 1,3 masas solares , tendrá una vida útil más corta que el Sol. La cantidad de radiación ultravioleta recibida por cualquier planeta en la zona habitable de la estrella sería similar al flujo ultravioleta que la Tierra recibe del Sol. [24]

La emisión de rayos X de Upsilon Andromedae A es baja para una estrella de su clase espectral. Esto significa que la estrella puede estar saliendo, o saliendo pronto, de la secuencia principal y expandir su radio para convertirse en una estrella gigante roja . Esto es consistente con los límites superiores de la edad de esta estrella. [25]

Upsilon Andromedae A ocupó el puesto 21 en la lista de las 100 principales estrellas objetivo de la misión cancelada Terrestrial Planet Finder de la NASA . [26]

La estrella gira con una inclinación de58+9
−7grados con respecto a la Tierra. [12]

Upsilon Andrómedae B

La compañera enana roja tiene un tipo espectral M4,5V y está ubicada a una separación proyectada de 750 AU de la estrella primaria. La verdadera separación entre las dos estrellas se desconoce porque se desconoce el desplazamiento a lo largo de la línea de visión entre la Tierra y las estrellas Upsilon Andromedae, por lo que este valor es una separación mínima. Según su movimiento a través del espacio, este es un compañero de movimiento propio común del primero. Fue descubierto en 2002 en datos recopilados como parte del Two-Micron All Sky Survey . [5] La estrella es menos masiva y mucho menos luminosa que el Sol, y su edad parece ser consistente con la del sistema. [25]

Sistema planetario

El planeta más interno del sistema Upsilon Andromedae fue descubierto en 1996 y anunciado en enero de 1997, junto con el planeta Tau Boötis y el planeta más interno 55 Cancri . [31] El descubrimiento fue realizado por Geoffrey Marcy y R. Paul Butler , ambos astrónomos de la Universidad Estatal de San Francisco . El planeta, denominado Upsilon Andromedae b , fue descubierto midiendo los cambios en la velocidad radial de la estrella inducidos por la gravedad del planeta . Debido a su proximidad a la estrella madre, indujo una gran oscilación que fue detectada con relativa facilidad. El planeta parece ser responsable del aumento de la actividad en la cromosfera de su estrella. [32]

Concepción artística de los planetas de Upsilon Andromedae.

Incluso cuando se tuvo en cuenta el primer planeta, aún quedaban residuos significativos en las mediciones de velocidad radial, y se sugirió que podría haber un segundo planeta en órbita. En 1999, astrónomos de la Universidad Estatal de San Francisco y del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica concluyeron de forma independiente que un modelo de tres planetas se ajustaba mejor a los datos. [33] Los dos planetas exteriores fueron designados Upsilon Andromedae c y Upsilon Andromedae d en orden creciente de distancia de la estrella. Ambos planetas se encuentran en órbitas más excéntricas que cualquiera de los planetas del Sistema Solar (incluido Plutón ). [34] Upsilon Andromedae d reside en la zona habitable del sistema . [24]

Los parámetros orbitales de este sistema de tres planetas se han determinado por completo. El sistema no es coplanar , ni entre sí ni con la rotación estelar, como en nuestro Sistema Solar . [7] Samh, el planeta c, tiene una órbita significativamente inclinada con respecto a las de los otros dos, y desde la perspectiva de la Tierra está inclinada sólo unos 8 grados con respecto a la esfera celeste; Cuando se descubrió por primera vez, se pensó que tenía una masa más cercana a solo 2 masas de Júpiter debido a una señal de velocidad radial comparativamente pequeña. Las simulaciones muestran que la configuración medida de los planetas produce órbitas estables durante al menos 100 millones de años, donde los planetas b y d permanecen aproximadamente coplanares. Se espera que la relatividad general tenga fuertes efectos en el planeta b , porque orbita a una distancia de sólo ~0,05 AU de la estrella madre. Los ábsides del planeta cyd , en cambio , oscilan con el tiempo; [28] la órbita de Upsilon Andromedae c vuelve así a un estado casi circular cada 9.000 años. La excentricidad de esos planetas puede haber surgido de un encuentro cercano entre el planeta exterior y un cuarto planeta, con el resultado de que el tercer planeta fue expulsado del sistema o destruido. [35] Un mecanismo de este tipo podría haber sido desencadenado por perturbaciones en la órbita de la estrella compañera, que surgen de encuentros cercanos con otras estrellas y del campo de mareas de la Vía Láctea . [36] Las órbitas de los dos planetas interiores parecen estar determinadas por interacciones de mareas, mientras que la evolución de las órbitas cyd es secular. [37]

Planetas adicionales

Inicialmente, los astrónomos pensaron que no podría existir un cuarto planeta en este sistema porque habría desestabilizado el sistema planetario y habría sido expulsado. [38] Pero en 2007, se informó de una región insular de estabilidad donde podría existir un cuarto planeta. [39]

No se ha descartado la existencia de otros planetas demasiado pequeños o distantes para detectarlos, aunque la presencia de planetas con la masa de Júpiter a tan solo 5 UA de Upsilon Andromedae A haría que el sistema fuera inestable. [40] Sin embargo, en 2010 se descubrió un posible cuarto planeta (Upsilon Andromedae e). Este planeta parece estar en una resonancia 3:1 con Upsilon Andromedae d. [30] Estudios posteriores en 2011 y 2014, aunque encontraron alguna evidencia de un cuarto planeta, encontraron grandes inconsistencias en el período orbital estimado de Upsilon Andromedae e dependiendo del conjunto de datos que se utilizó, [41] lo que sugiere que la señal planetaria aparente es más probable ser un artefacto instrumental. [42] [43]

De existir, Upsilon Andromedae e tendría una masa mínima ligeramente mayor que la de Júpiter y orbitaría a una distancia similar a la de Júpiter del Sol, en5,2456  AU en comparación con5,2043 AU para Júpiter. Aunque sólo se determina la masa mínima, ya que aún no se conoce la inclinación, su masa real podría ser mucho mayor. Se necesitarían más de una década para orbitar la estrella. Con una excentricidad de 0,00536, la órbita del planeta sería más circular que la de cualquiera de los planetas del Sistema Solar . [30]

Upsilon Andromedae no parece tener un disco de polvo circunestelar similar al cinturón de Kuiper en el Sistema Solar. [44] Esto puede ser el resultado de perturbaciones de la estrella compañera que eliminan material de las regiones exteriores del sistema Upsilon Andromedae A. [5]

Ver también

Notas

  1. ^ abc La enana roja M4.5 tiene la designación formal υ y D, con letras en orden de descubrimiento, en los catálogos de estrellas múltiples, pero se la conoce como υ y B en su artículo de descubrimiento.

Referencias

  1. ^ abcdef Marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Código Bib : 2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Errata:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro Gaia EDR3 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ ab van Belle, Gerard T.; Von Braun, Kaspar (2009). "Radios lineales determinados directamente y temperaturas efectivas de estrellas anfitrionas de exoplanetas". La revista astrofísica . 694 (2): 1085-1098. arXiv : 0901.1206 . Código Bib : 2009ApJ...694.1085V. doi :10.1088/0004-637X/694/2/1085. S2CID  18370219.
  3. ^ abcde Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Código Bib : 2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Errata:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro Gaia EDR3 para esta fuente en VizieR .
  4. ^ Abt, Helmut A. (2009). "Clasificaciones MK de binarios espectroscópicos". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 180 (1): 117–118. Código Bib : 2009ApJS..180..117A. doi :10.1088/0067-0049/180/1/117. S2CID  122811461.
  5. ^ abcd Lowrance, Patrick J.; Kirkpatrick, J. Davy; Beichman, Charles A. (2002). "Un compañero estelar distante en el sistema υ Andromedae". Las cartas del diario astrofísico . 572 (1): L79-L81. arXiv : astro-ph/0205277 . Código Bib : 2002ApJ...572L..79L. doi :10.1086/341554. S2CID  7111977.
  6. ^ "NLTT 5367 - Estrella de alto movimiento propio". Base de datos de objetos astronómicos SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 20 de mayo de 2009 .
  7. ^ abcdefghijk McArthur, Barbara E.; et al. (2010). "Nuevas restricciones de observación en el sistema υ Andrómeda con datos del telescopio espacial Hubble y el telescopio Hobby Eberly" (PDF) . La revista astrofísica . 715 (2): 1203. Código bibliográfico : 2010ApJ...715.1203M. doi :10.1088/0004-637X/715/2/1203. S2CID  120127162.
  8. ^ Nidever, David L.; Marcy, Geoffrey W.; Mayordomo, R. Paul; Fischer, Debra A.; Vogt, Steven S. (2002). "Velocidades radiales de 889 estrellas de tipo tardío". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 141 (2): 503–522. arXiv : astro-ph/0112477 . Código Bib : 2002ApJS..141..503N. doi :10.1086/340570. S2CID  51814894.
  9. ^ abcde Fuhrmann, Klaus; Pfeiffer, Michael J.; Bernkopf, Jan (agosto de 1998), "Estrellas de tipo F y G con compañeros planetarios: upsilon Andromedae, rho (1) Cancri, tau Bootis, 16 Cygni y rho Coronae Borealis", Astronomy and Astrophysics , 336 : 942–952, Código Bib : 1998A y A...336..942F.
  10. ^ Takeda, Yoichi (abril de 2007), "Parámetros fundamentales y abundancias elementales de 160 estrellas FGK basadas en la base de datos de espectro OAO", Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón , 59 (2): 335–356, Bibcode :2007PASJ...59 ..335T, doi : 10.1093/pasj/59.2.335 .
  11. ^ "Explorador de datos de exoplanetas". exoplaneta.org . Consultado el 4 de septiembre de 2016 .
  12. ^ ab Simpson, EK; et al. (Noviembre de 2010), "Períodos de rotación de estrellas anfitrionas de exoplanetas", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 408 (3): 1666–1679, arXiv : 1006.4121 , Bibcode :2010MNRAS.408.1666S, doi :10.1111/j.1365- 2966.2010.17230.x, S2CID  6708869., como "HD 9826".
  13. ^ ab "Catálogo IAU de nombres de estrellas" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  14. ^ Hartkopf, Guillermo I.; Mason, Brian D. "Abordar la confusión en la nomenclatura de estrellas dobles: el catálogo de multiplicidad de Washington". Observatorio Naval de Estados Unidos . Archivado desde el original el 17 de mayo de 2011 . Consultado el 19 de enero de 2016 .
  15. ^ NameExoWorlds: un concurso mundial de la IAU para nombrar exoplanetas y sus estrellas anfitrionas. IAU.org. 9 de julio de 2014
  16. ^ "NameExoWorlds El proceso". Archivado desde el original el 15 de agosto de 2015 . Consultado el 5 de septiembre de 2015 .
  17. ^ Publicados los resultados finales de la votación pública de NameExoWorlds, Unión Astronómica Internacional, 15 de diciembre de 2015.
  18. ^ "NameExoWorlds Los nombres aprobados". Archivado desde el original el 1 de febrero de 2018 . Consultado el 17 de enero de 2016 .
  19. ^ "Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  20. ^ "Boletín del Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas, N° 1" (PDF) . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  21. ^ (en chino) AEEA (Actividades de exposición y educación en astronomía) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 10 日
  22. ^ ab Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I. "Catálogo de la doble estrella de Washington". Observatorio Naval de Estados Unidos. Archivado desde el original el 14 de marzo de 2016 . Consultado el 25 de junio de 2012 .
  23. ^ Holmberg; et al. (2007). "Registro 970". Encuesta Ginebra-Copenhague sobre la vecindad solar . Consultado el 19 de noviembre de 2008 .
  24. ^ ab Buccino, Andrea P.; et al. (2006). "Restricciones de la radiación ultravioleta alrededor de las zonas habitables circunestelares". Ícaro . 183 (2): 491–503. arXiv : astro-ph/0512291 . Código Bib : 2006Icar..183..491B. CiteSeerX 10.1.1.337.8642 . doi :10.1016/j.icarus.2006.03.007. S2CID  2241081. 
  25. ^ ab Poppenhaeger, K.; Wolk, SJ (mayo de 2014). "Indicaciones de una influencia de los Júpiter calientes en la rotación y actividad de sus estrellas anfitrionas". Astronomía y Astrofísica . 565 : L1. arXiv : 1404.1073 . Código Bib : 2014A y A...565L...1P. doi :10.1051/0004-6361/201423454. S2CID  55184357.
  26. ^ Mullen, Leslie (2 de junio de 2011). "Rabia contra la muerte de la luz". Revista de Astrobiología . Archivado desde el original el 4 de junio de 2011 . Consultado el 7 de junio de 2011 .{{cite web}}: Mantenimiento CS1: URL no apta ( enlace )
  27. ^ Ligi, R.; et al. (2012). "Un nuevo estudio interferométrico de cuatro estrellas anfitrionas de exoplanetas: θ Cygni, 14 Andromedae, υ Andromedae y 42 Draconis". Astronomía y Astrofísica . 545 : A5. arXiv : 1208.3895 . Código Bib : 2012A y A... 545A... 5L. doi :10.1051/0004-6361/201219467. S2CID  10934982.
  28. ^ abcPizkorz , D.; et al. (Agosto de 2017). "Detección de vapor de agua en el espectro térmico del Júpiter caliente no en tránsito Upsilon Andromedae b". La Revista Astronómica . 154 (2): 78. arXiv : 1707.01534 . Código Bib : 2017AJ....154...78P. doi : 10.3847/1538-3881/aa7dd8 . S2CID  19960378.
  29. ^ Deitrick, Russell; Barnes, Rory; McArthur, Bárbara; Quinn, Thomas R.; Luger, Rodrigo; Antonsen, Adrienne; Benedicto, G. Fritz (18 de diciembre de 2014). "La arquitectura tridimensional del sistema planetario Upsilon Andromedae". La revista astrofísica . 798 (1): 46. arXiv : 1411.1059 . doi :10.1088/0004-637X/798/1/46. ISSN  1538-4357.
  30. ^ abcdCuriel , S.; et al. (2011). "Un cuarto planeta orbitando alrededor de Andrómeda". Astronomía y Astrofísica . 525 : A78. Código Bib : 2011A y A...525A..78C. doi : 10.1051/0004-6361/201015693 .
  31. ^ Mayordomo, R. Paul; et al. (1997). "Tres nuevos 51 planetas tipo Pegasi". Las cartas del diario astrofísico . 474 (2): L115-L118. Código Bib : 1997ApJ...474L.115B. doi : 10.1086/310444 .
  32. ^ Shkolnik, E.; et al. (2005). "Júpiter calientes y puntos calientes: la actividad cromosférica a corto y largo plazo en estrellas con planetas gigantes". La revista astrofísica . 622 (2): 1075-1090. arXiv : astro-ph/0411655 . Código Bib : 2005ApJ...622.1075S. doi :10.1086/428037. S2CID  119356064.
  33. ^ Mayordomo, R. Paul; et al. (1999). "Evidencia de múltiples compañeros de υ Andromedae". La revista astrofísica . 526 (2): 916–927. Código Bib : 1999ApJ...526..916B. doi : 10.1086/308035 .
  34. ^ Mayordomo, RP; et al. (2006). "Catálogo de exoplanetas cercanos". La revista astrofísica . 646 (1): 505–522. arXiv : astro-ph/0607493 . Código Bib : 2006ApJ...646..505B. doi :10.1086/504701. S2CID  119067572.(versión web)
  35. ^ Ford, Eric B.; et al. (2005). "Dispersión planeta-planeta en el sistema upsilon Andromedae". Naturaleza . 434 (7035): 873–876. arXiv : astro-ph/0502441 . Código Bib :2005Natur.434..873F. doi : 10.1038/naturaleza03427. PMID  15829958. S2CID  4324250.
  36. ^ Kaib, NA; Raymond, SN; Duncan, M. (enero de 2013). "Alteración del sistema planetario por perturbaciones galácticas en estrellas binarias anchas". Naturaleza . 493 (7432): 381–384. arXiv : 1301.3145 . Código Bib :2013Natur.493..381K. CiteSeerX 10.1.1.765.6816 . doi : 10.1038/naturaleza11780. PMID  23292514. S2CID  4303714. 
  37. ^ Barnes, Rory; Greenberg, Richard (2008). "Interacciones de planetas extrasolares". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 3 : 469–478. arXiv : 0801.3226v1 . Código Bib : 2008IAUS..249..469B. doi :10.1017/S1743921308016980. S2CID  17096607.
  38. ^ Ford, Eric B.; et al. (2005). "Dispersión planeta-planeta en el sistema upsilon Andromedae". Naturaleza . 434 (7035): 873–876. arXiv : astro-ph/0502441 . Código Bib :2005Natur.434..873F. doi : 10.1038/naturaleza03427. PMID  15829958. S2CID  119496437.
  39. ^ Barnes, Rory; Greenberg, Richard (2008). "Interacciones de planetas extrasolares". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 3 : 469–478. arXiv : 0801.3226v1 . Código Bib : 2008IAUS..249..469B. doi :10.1017/S1743921308016980. S2CID  17096607.
  40. ^ Lissauer, J.; Rivera, E. (2001). "Análisis de estabilidad del sistema planetario que orbita υ Andromedae. II. Simulaciones utilizando nuevos ajustes del observatorio Lick". La revista astrofísica . 554 (2): 1141-1150. Código bibliográfico : 2001ApJ...554.1141L. doi : 10.1086/321426 .
  41. ^ Tuomi, M.; Pinfield, D.; Jones, HRA (2014). "Aplicación del criterio de insuficiencia del modelo bayesiano para múltiples conjuntos de datos a modelos de velocidad radial de sistemas exoplanetas". Astronomía y Astrofísica . 532 : A116. arXiv : 1106.5981 . Código Bib : 2011A y A...532A.116T. doi :10.1051/0004-6361/201117278. S2CID  14800854.
  42. ^ McArthur, Bárbara E.; et al. (2014). "Astrometría, velocidad radial y fotometría: el sistema HD 128311 mezclado con datos de HST, HET y APT". La revista astrofísica . 795 (1): 41. Código bibliográfico : 2014ApJ...795...41M. doi : 10.1088/0004-637X/795/1/41 . S2CID  122980723.
  43. ^ Deitrick, R.; et al. (Enero de 2015). "La arquitectura tridimensional del sistema planetario υ Andromedae". La revista astrofísica . 798 (1): 46. arXiv : 1411.1059 . Código Bib : 2015ApJ...798...46D. doi :10.1088/0004-637X/798/1/46. S2CID  118409453.
  44. ^ Trino, DE; Marrón, derecho; Rivkin, AS (2000). "Discos de polvo circunestelares alrededor de estrellas con compañeros planetarios conocidos". La revista astrofísica . 529 (1): 499–505. Código Bib : 2000ApJ...529..499T. doi :10.1086/308280. S2CID  121999545.

enlaces externos

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