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Fénix (constelación)

Phoenix es una constelación menor en el cielo del sur . Llamada así por el mítico fénix , fue representada por primera vez en un atlas celestial por Johann Bayer en su Uranometria de 1603. El explorador y astrónomo francés Nicolas Louis de Lacaille trazó un mapa de las estrellas más brillantes y les dio sus designaciones de Bayer en 1756. La constelación se extiende desde aproximadamente −39° a −57° de declinación , y desde 23,5 h a 2,5 h de ascensión recta . Las constelaciones Phoenix, Grus , Pavo y Tucana , son conocidas como las Aves del Sur.

La estrella más brillante, Alpha Phoenicis , se llama Ankaa, una palabra árabe que significa 'el Fénix'. Es un gigante naranja de magnitud aparente 2,4. A continuación se encuentra Beta Phoenicis , en realidad un sistema binario compuesto por dos gigantes amarillas con una magnitud aparente combinada de 3,3. Nu Phoenicis tiene un disco de polvo, mientras que la constelación tiene diez sistemas estelares con planetas conocidos y los cúmulos de galaxias recientemente descubiertos El Gordo y el cúmulo Fénix —ubicados a 7.2 y 5.7 mil millones de años luz de distancia respectivamente, dos de los objetos más grandes del universo visible— . Fénix es el radiante de dos lluvias de meteoros anuales : las Fenícidas en diciembre, y las Fenícidas de julio.

Historia

La constelación del Fénix, tal como aparece representada en el Atlas Coelestis de Johann Gabriel Doppelmayr , alrededor de 1742
Los "pájaros del sur", como se representan en Uranometria de Johann Bayer . El ave fénix se encuentra en la parte inferior izquierda.

Fénix fue la mayor de las 12 constelaciones establecidas por Petrus Plancius a partir de las observaciones de Pieter Dirkszoon Keyser y Frederick de Houtman . Apareció por primera vez en un globo celeste de 35 cm de diámetro publicado en 1597 (o 1598) en Ámsterdam por Plancius con Jodocus Hondius . La primera representación de esta constelación en un atlas celeste fue en la Uranometria de Johann Bayer de 1603. [2] De Houtman la incluyó en su catálogo de estrellas del sur el mismo año bajo el nombre holandés Den voghel Fenicx , "El pájaro fénix", [3] que simboliza al fénix de la mitología clásica. [4] Un nombre de la estrella más brillante Alpha Phoenicis —Ankaa— se deriva del árabe : العنقاء , romanizadoal-'anqā' , lit. 'el fénix', y fue acuñado en algún momento después de 1800 en relación con la constelación. [5]

El historiador celestial Richard Allen señaló que, a diferencia de las otras constelaciones introducidas por Plancius y La Caille , el Fénix tiene un precedente real en la astronomía antigua, ya que los árabes vieron esta formación como la representación de avestruces jóvenes, Al Ri'āl , o como un grifo o águila. [6] Además, los árabes a veces imaginaban al mismo grupo de estrellas como un barco, Al Zaurak , en el cercano río Eridanus. [7] Observó que "la introducción de un Fénix en la astronomía moderna fue, en cierta medida, por adopción más que por invención". [6]

Los chinos incorporaron la estrella más brillante de Phoenix, Ankaa (Alpha Phoenicis), y estrellas de la constelación adyacente Sculptor para representar a Bakui , una red para atrapar pájaros. [4] Julius Schiller vio a Phoenix y la constelación vecina de Grus juntas como representando a Aarón, el Sumo Sacerdote. [6] Estas dos constelaciones, junto con las cercanas Pavo y Tucana , se llaman las Aves del Sur. [8]

Características

Phoenix es una pequeña constelación limitada por Fornax y Sculptor al norte, Grus al oeste, Tucana al sur, tocando la esquina de Hydrus al sur, y Eridanus al este y sureste. La estrella brillante Achernar está cerca. [9] La abreviatura de tres letras para la constelación, adoptada por la Unión Astronómica Internacional en 1922, es "Phe". [10] Los límites oficiales de la constelación, establecidos por el astrónomo belga Eugène Delporte en 1930, están definidos por un polígono de 10 segmentos. En el sistema de coordenadas ecuatoriales , las coordenadas de ascensión recta de estos límites se encuentran entre 23 h 26,5 m y 02 h 25,0 m , mientras que las coordenadas de declinación están entre −39,31° y −57,84°. [1] Esto significa que permanece por debajo del horizonte para cualquiera que viva al norte del paralelo 40 en el hemisferio norte , y permanece baja en el cielo para cualquiera que viva al norte del ecuador . Es más visible desde lugares como Australia y Sudáfrica durante la primavera tardía del hemisferio sur . [7] La ​​mayor parte de la constelación se encuentra dentro, y se puede ubicar, formando un triángulo de las estrellas brillantes Achernar, Fomalhaut y Beta Ceti ; Ankaa se encuentra aproximadamente en el centro de este. [11]

Características

La constelación del Fénix tal como se puede ver a simple vista

Estrellas

Los antiguos árabes consideraban que una línea curva de estrellas formada por Alpha, Kappa , Mu , Beta , Nu y Gamma Phoenicis era una embarcación. [6] El explorador y astrónomo francés Nicolas Louis de Lacaille cartografió y designó 27 estrellas con las designaciones de Bayer desde Alpha hasta Omega en 1756. De ellas, etiquetó dos estrellas muy juntas como Lambda, y asignó Ómicron, Psi y Omega a tres estrellas, que astrónomos posteriores como Benjamin Gould consideraron demasiado tenues para justificar sus letras. Una estrella diferente fue posteriormente etiquetada como Psi Phoenicis, mientras que las otras dos designaciones cayeron en desuso. [12]

Ankaa es la estrella más brillante de la constelación. Es una gigante naranja de magnitud visual aparente 2,37 y tipo espectral K0.5IIIb, [13] a 77 años luz de la Tierra y orbitada por un objeto secundario sobre el que se sabe poco. [14] Cerca de Ankaa se encuentra Kappa Phoenicis , una estrella de secuencia principal de tipo espectral A5IVn y magnitud aparente 3,90. [15] Ubicada centralmente en el asterismo, [7] Beta Phoenicis es la segunda estrella más brillante de la constelación y otra estrella binaria . Juntas, las estrellas, ambas gigantes amarillas de tipo espectral G8, brillan con una magnitud aparente de 3,31, aunque los componentes son de magnitudes aparentes individuales de 4,0 y 4,1 y se orbitan entre sí cada 168 años. [16] Zeta Phoenicis o Wurren [17] es un sistema binario eclipsante de tipo Algol , con una magnitud aparente que fluctúa entre 3,9 y 4,4 con un período de alrededor de 1,7 días (40 horas); su oscurecimiento resulta de la componente dos estrellas de tipo B azul-blancas, que orbitan y se bloquean mutuamente desde la Tierra. Las dos estrellas están a 0,05 UA una de la otra, mientras que una tercera estrella está a alrededor de 600 UA de distancia del par, y tiene un período orbital que supera los 5000 años. [18] El sistema está a unos 300 años luz de distancia. [19] En 1976, los investigadores Clausen, Gyldenkerne y Grønbech calcularon que una estrella cercana de magnitud 8 es un cuarto miembro del sistema. [20]

AI Phe es una estrella binaria eclipsante identificada en 1972. Sus largos eclipses mutuos y la combinación de datos espectroscópicos y astrométricos permiten una medición precisa de las masas y radios de las estrellas [21], lo que se considera una posible verificación cruzada de las propiedades y distancias estelares independientemente de las variables ceífidas y otras técnicas similares. Los eventos de eclipses largos requieren observaciones espaciales para evitar la interferencia solar. Gamma Phoenicis es una gigante roja de tipo espectral M0IIIa [22] y varía entre magnitudes 3,39 y 3,49. Se encuentra a 235 años luz de distancia. [23] Psi Phoenicis es otra gigante roja, esta vez de tipo espectral M4III, [24] y tiene una magnitud aparente que varía entre 4,3 y 4,5 durante un período de alrededor de 30 días. [25] A 340 años luz de distancia, [24] tiene alrededor de 85 veces el diámetro, pero solo el 85% de la masa, del Sol. [26] W Phoenicis es una variable Mira , con una magnitud que va desde 8,1 a 14,4 durante 333,95 días. Es una gigante roja y su espectro oscila entre M5e y M6e. [27] A 6,5 grados al oeste de Ankaa se encuentra SX Phoenicis , una estrella variable que va desde 7,1 a 7,5 en un periodo de tan solo 79 minutos. Su tipo espectral varía entre A2 y F4. [28] Da nombre a un grupo de estrellas conocidas como variables SX Phoenicis . [29] Rho y BD Phoenicis son variables Delta Scuti , estrellas pulsantes de periodo corto (seis horas como máximo) que se han utilizado como velas estándar y como sujetos para estudiar la astrosismología . [30] Rho es de tipo espectral F2III, [31] y oscila entre magnitudes 5,20 y 5,26 durante un periodo de 2,85 horas. [32] BD es de tipo espectral A1V, [33] y varía entre magnitudes 5,90 y 5,94. [34]

Nu Phoenicis es una estrella de secuencia principal de color blanco amarillento de tipo espectral F9V y magnitud 4,96. [35] Se encuentra a unos 49 años luz de distancia, tiene alrededor de 1,2 veces la masa del Sol, [36] y es probable que esté rodeada por un disco de polvo. [37] Es la estrella más cercana de la constelación que se puede ver a simple vista. [25] Gliese 915 es una enana blanca que se encuentra a solo 26 años luz de distancia. Tiene una magnitud de 13,05, demasiado débil para ser vista a simple vista. [38] Las enanas blancas son estrellas extremadamente densas compactadas en un volumen del tamaño de la Tierra. [39] Con alrededor del 85% de la masa del Sol, Gliese 915 tiene una gravedad superficial de 10 8,39 ± 0,01 (2,45 · 10 8 ) cm · s −2 , o aproximadamente 250.000 de la de la Tierra . [40]

Hasta la fecha, se han encontrado diez estrellas que tienen planetas y se han descubierto cuatro sistemas planetarios con el proyecto SuperWASP . HD 142 es una gigante amarilla que tiene una magnitud aparente de 5,7 y tiene un planeta ( HD 142 b ) 1,36 veces la masa de Júpiter que orbita cada 328 días. [41] HD 2039 es una subgigante amarilla con una magnitud aparente de 9,0 a unos 330 años luz de distancia que tiene un planeta ( HD 2039 b ) seis veces la masa de Júpiter. WASP-18 es una estrella de magnitud 9,29 que se descubrió que tiene un planeta caliente similar a Júpiter ( WASP-18b ) que tarda menos de un día en orbitar la estrella. [42] Se sospecha que el planeta está causando que WASP-18 parezca más antigua de lo que realmente es. [43] WASP-4 y WASP-5 son estrellas amarillas de tipo solar a unos 1000 años luz de distancia y de magnitud 13, cada una con un único planeta más grande que Júpiter. [44] WASP-29 es una enana naranja de tipo espectral K4V y magnitud visual 11,3, que tiene un compañero planetario de tamaño y masa similares a Saturno. El planeta completa una órbita cada 3,9 días. [45]

WISE J003231.09-494651.4 y WISE J001505.87-461517.6 son dos enanas marrones descubiertas por el Wide-field Infrared Survey Explorer y se encuentran a 63 y 49 años luz de distancia respectivamente. [46] Inicialmente se planteó la hipótesis de que las enanas marrones eran objetos más masivos que los planetas, pero que no tienen la masa suficiente para que se produzca la fusión de hidrógeno característica de las estrellas. Muchas de ellas se están encontrando mediante sondeos del cielo. [48]

Phoenix contiene HE0107-5240 , posiblemente una de las estrellas más antiguas descubiertas hasta ahora. Tiene alrededor de 1/200.000 de la metalicidad del Sol y, por lo tanto, debe haberse formado muy temprano en la historia del universo. [49] Con una magnitud visual de 15,17, [50] es alrededor de 10.000 veces más tenue que las estrellas más débiles visibles a simple vista y se encuentra a 36.000 años luz de distancia. [49]

Objetos del cielo profundo

La constelación no se encuentra en el plano galáctico de la Vía Láctea, y no hay cúmulos estelares prominentes. [9] NGC 625 es una galaxia enana irregular de magnitud aparente 11,0 y se encuentra a unos 12,7 millones de años luz de distancia. Con solo 24 000 años luz de diámetro, es un miembro periférico del Grupo Sculptor . Se cree que NGC 625 ha estado involucrada en una colisión y está experimentando un estallido de formación estelar activa . [51] NGC 37 es una galaxia lenticular de magnitud aparente 14,66. Tiene aproximadamente 42 kiloparsecs (137 000 años luz ) de diámetro y unos 12 900 millones de años. [52] El Cuarteto de Robert (compuesto por la galaxia irregular NGC 87 y tres galaxias espirales NGC 88 , NGC 89 y NGC 92 ) es un grupo de cuatro galaxias ubicadas a unos 160 millones de años luz de distancia que están en proceso de colisión y fusión. Están dentro de un círculo de radio de 1,6 arcmin, correspondiente a unos 75.000 años luz. [53] Ubicado en la galaxia ESO 243-49 se encuentra HLX-1 , un agujero negro de masa intermedia , el primero de su tipo identificado. Se cree que es un remanente de una galaxia enana que fue absorbida en una colisión con ESO 243-49. [ cita requerida ] Antes de su descubrimiento, esta clase de agujero negro solo era una hipótesis. [54]

Dentro de los límites de la constelación se encuentra el gigantesco cúmulo Fénix , que tiene alrededor de 7,3 millones de años luz de ancho y 5,7 mil millones de años luz de distancia, lo que lo convierte en uno de los cúmulos de galaxias más masivos . Fue descubierto por primera vez en 2010, y la galaxia central produce aproximadamente 740 nuevas estrellas al año. [55] Aún más grande es El Gordo , u oficialmente ACT-CL J0102-4915, cuyo descubrimiento se anunció en 2012. [56] Ubicado a unos 7,2 mil millones de años luz de distancia, está compuesto por dos subcúmulos en proceso de colisión, lo que resulta en la expulsión de gas caliente, visto en rayos X e imágenes infrarrojas. [57]

Lluvias de meteoritos

Phoenix es el radiante de dos lluvias de meteoros anuales . Las Fenícidas , también conocidas como las Fenícidas de diciembre, se observaron por primera vez el 3 de diciembre de 1887. La lluvia fue particularmente intensa en diciembre de 1956 y se cree que está relacionada con la ruptura del cometa de período corto 289P/Blanpain . Alcanza su máximo alrededor del 4-5 de diciembre, aunque no se ve todos los años. [58] Una lluvia de meteoros muy pequeña alcanza su máximo alrededor del 14 de julio con alrededor de un meteoro por hora, aunque los meteoros se pueden ver en cualquier momento entre el 3 y el 18 de julio; esta lluvia se conoce como las Fenícidas de julio. [59]

Véase también

Referencias

  1. ^ abc «Fénix, límite de la constelación». Las constelaciones . Unión Astronómica Internacional . Consultado el 23 de agosto de 2012 .
  2. ^ Ridpath, Ian . "Bayer's Southern Star Chart". autoeditado . Consultado el 15 de agosto de 2013 .
  3. ^ Ridpath, Ian. "Catálogo de Frederick de Houtman". autoeditado . Consultado el 15 de agosto de 2013 .
  4. ^ ab Ridpath, Ian. "Phoenix – the Phoenix". autoeditado . Consultado el 18 de agosto de 2013 .
  5. ^ Kunitsch, Paul; Smart, Tim (2006). Diccionario de nombres de estrellas modernas: una breve guía de 254 nombres de estrellas y sus derivaciones . Cambridge, Massachusetts: Sky Publishing Corp. pág. 49. ISBN 978-1-931559-44-7.
  6. ^ abcd Allen ; Richard Hinckley (1963) [1899]. Nombres de estrellas: su tradición y significado ( edición reimpresa  ). Nueva York , NY : Dover Publications Inc. págs. 335–36. ISBN 978-0-486-21079-7. nombres de estrellas que significan fénix.[ enlace muerto permanente ]
  7. ^ abc Motz, Lloyd; Nathanson, Carol (1991). Las constelaciones: una guía para entusiastas del cielo nocturno . Londres, Reino Unido: Aurum Press. pp. 371–72. ISBN 978-1-85410-088-7.
  8. ^ Moore, Patrick (2000). Explorando el cielo nocturno con binoculares. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. p. 48. ISBN 978-0521793902.
  9. ^ ab Klepešta, Josef; Rükl, Antonín (1974) [1969]. Constelaciones. Hamlin. págs. 214-15. ISBN 978-0-600-00893-4.
  10. ^ Russell, Henry Norris (1922). "Los nuevos símbolos internacionales para las constelaciones". Astronomía popular . 30 : 469–71. Código Bibliográfico :1922PA.....30..469R.
  11. ^ Heifetz, Milton; Tirion, Wil (2007). Un paseo por el cielo del sur: una guía sobre estrellas y constelaciones y sus leyendas. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pp. 30–31. ISBN 978-1139461382.
  12. ^ Wagman, Morton (2003). Estrellas perdidas: estrellas perdidas, desaparecidas y problemáticas de los catálogos de Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed y otros . Blacksburg, VA : The McDonald & Woodward Publishing Company. págs. 203-204. ISBN 978-0-939923-78-6.
  13. ^ "Alfa Fenicis". Base de datos astronómica SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 25 de agosto de 2012 .
  14. ^ Kaler, Jim . "Ankaa". Estrellas . Universidad de Illinois . Consultado el 24 de agosto de 2012 .
  15. ^ "Kappa Phoenicis". Base de datos astronómica SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 25 de agosto de 2012 .
  16. ^ Kaler, Jim. "Beta Phoenicis". Estrellas . Universidad de Illinois . Consultado el 24 de agosto de 2012 .
  17. ^ "Naming Stars" (Dar nombre a las estrellas). IAU.org . Consultado el 16 de diciembre de 2017 .
  18. ^ Kaler, Jim. "Zeta Phoenicis". Estrellas . Universidad de Illinois . Consultado el 18 de junio de 2013 .
  19. ^ "Zeta Phoenicis - Binario eclipsante de tipo Algol (separado)". Base de datos astronómica SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 4 de septiembre de 2013 .
  20. ^ Grønbech, K.; Gyldenkerne, K.; Grønbech, B. (1976). "Fotometría de cuatro colores de sistemas binarios eclipsantes. IIIb: Zeta Phoenicis, análisis de curvas de luz y determinación de dimensiones absolutas". Astronomía y Astrofísica . 46 : 205–12. Bibcode :1976A&A....46..205C.
  21. ^ Maxted, PFL (2020). "La curva de luz TESS de AI Phoenicis". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 498 : 332–343. arXiv : 2003.09295 . doi : 10.1093/mnras/staa1662 . S2CID  214605785.
  22. ^ "Gamma Fenicis". Base de datos astronómica SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 25 de agosto de 2012 .
  23. ^ Kaler, Jim. "Gamma Phoenicis". Estrellas . Universidad de Illinois . Consultado el 23 de agosto de 2012 .
  24. ^ ab "Psi Phoenicis - Estrella pulsante semirregular". Base de datos astronómica SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 12 de mayo de 2013 .
  25. ^ ab Bagnall, Philip M. (2012). The Star Atlas Companion: What You Need to Know about the Constellations [El compañero del atlas estelar: lo que necesita saber sobre las constelaciones]. Nueva York, Nueva York: Springer. pp. 359–61. ISBN 978-1-4614-0830-7.
  26. ^ Neilson, Hilding R.; Lester, John B. (2008). "Determinación de parámetros de estrellas gigantes frías mediante el modelado de observaciones espectrofotométricas e interferométricas utilizando el programa SAtlas". Astronomía y Astrofísica . 490 (2): 807–10. arXiv : 0809.1875 . Bibcode :2008A&A...490..807N. doi :10.1051/0004-6361:200810627. S2CID  1586125.
  27. ^ "W Phe". Índice Internacional de Estrellas Variables . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables. 4 de enero de 2010. Consultado el 19 de junio de 2013 .
  28. ^ Burnham, Robert Jr. (1978). Manual celestial de Burnham. Vol. III. Nueva York, Nueva York: Dover. Págs. 1455–57. ISBN. 978-0-486-24065-7.
  29. ^ Landes, H.; Bambery, KR; Coates, DW; Thompson, K. (2007). "Cambios a largo plazo en los períodos de SX Phe" (PDF) . Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia . 24 (1): 41–45. Bibcode :2007PASA...24...41L. doi : 10.1071/AS06025 . S2CID  122809222.
  30. ^ Templeton, Matthew (16 de julio de 2010). "Delta Scuti y las variables Delta Scuti". Variable Star of the Season (Estrella variable de la temporada ). AAVSO (Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables) . Consultado el 19 de junio de 2013 .
  31. ^ "V * rho Phe - Estrella variable de tipo delta Sct". Base de datos astronómica SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 26 de agosto de 2012 .
  32. ^ "Rho Phe". Índice Internacional de Estrellas Variables . AAVSO. 4 de enero de 2010. Consultado el 18 de junio de 2013 .
  33. ^ "V * BD Phe - Estrella variable de tipo delta Sct". Base de datos astronómica SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 18 de junio de 2013 .
  34. ^ "BD Phe". Índice Internacional de Estrellas Variables . AAVSO. 4 de enero de 2010 . Consultado el 18 de junio de 2013 .
  35. ^ "LHS 1220 - Estrella de alto movimiento propio". Base de datos astronómica SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 11 de mayo de 2013 .
  36. ^ Zechmeister, M.; Kürster, M.; Endl, M.; Lo Curto, G.; et al. (2013). "El programa de búsqueda de planetas en el ESO CES y HARPS. IV. La búsqueda de análogos de Júpiter alrededor de estrellas similares al Sol". Astronomía y Astrofísica . 552 : A78. arXiv : 1211.7263 . Código Bibliográfico :2013A&A...552A..78Z. doi :10.1051/0004-6361/201116551. S2CID  53694238.
  37. ^ Maldonado, J.; Eiroa, C.; Villaver, E.; Montesinos, B.; et al. (2012). "Metalicidad de estrellas de tipo solar con discos de escombros y planetas". Astronomía y Astrofísica . 541 : A40. arXiv : 1202.5884 . Bibcode :2012A&A...541A..40M. doi :10.1051/0004-6361/201218800. S2CID  46328823.
  38. ^ "GJ 915 - Enana blanca". Base de datos astronómica SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 26 de agosto de 2012 .
  39. ^ Johnson, J. (2007). "Estrellas extremas: enanas blancas y estrellas de neutrones". Notas de clase, Astronomía 162. Universidad Estatal de Ohio . Consultado el 17 de agosto de 2013 .
  40. ^ Subasavage, John P.; Jao; Henry; Bergeron; et al. (2009). "El vecindario solar. XXI. Resultados de paralaje del programa CTIOPI 0.9 m: 20 nuevos miembros de la muestra de enanas blancas de 25 pársecs". The Astronomical Journal . 137 (6): 4547–60. arXiv : 0902.0627 . Bibcode :2009AJ....137.4547S. doi :10.1088/0004-6256/137/6/4547. S2CID  14696597.
  41. ^ Kaler, Jim. "HR 6 Phoenicis". Estrellas . Universidad de Illinois . Consultado el 24 de agosto de 2012 .
  42. ^ Hellier, Coel; Anderson, DR; Cameron, A. Collier; Gillon, M.; et al. (2009). "Un período orbital de 0,94 días para el planeta Júpiter caliente WASP-18b". Nature . 460 (7259): 1098–1100. Bibcode :2009Natur.460.1098H. doi :10.1038/nature08245. hdl : 2268/28276 . PMID  19713926. S2CID  205217669.
  43. ^ "El observatorio de rayos X Chandra de la NASA encuentra un planeta que hace que las estrellas parezcan engañosamente viejas". Observatorio de rayos X Chandra . Consultado el 20 de septiembre de 2014 .
  44. ^ Gillon, M.; Smalley, B.; Hebb, L.; Anderson, DR; et al. (2009). "Parámetros mejorados para los Júpiteres calientes en tránsito WASP-4b y WASP-5b". Astronomía y Astrofísica . 496 (1): 259–67. arXiv : 0812.1998 . Bibcode :2009A&A...496..259G. doi :10.1051/0004-6361:200810929. S2CID  53606165. Archivado desde el original el 2010-04-08.
  45. ^ Hellier, Coel; Anderson, DR; Collier Cameron, A.; Gillon, M.; et al. (2010). "WASP-29b: Un exoplaneta en tránsito del tamaño de Saturno". The Astrophysical Journal Letters . 723 (1): L60–63. arXiv : 1009.5318 . Código Bibliográfico :2010ApJ...723L..60H. doi :10.1088/2041-8205/723/1/L60. S2CID  64119308.
  46. ^ Kirkpatrick, J. Davy; Gelino, Christopher R.; Cushing, Michael C.; Mace, Gregory N.; et al. (2012). "Definición adicional del tipo espectral "Y" y exploración del extremo de baja masa de la función de masa de la enana marrón de campo". The Astrophysical Journal . 753 (2): 156. arXiv : 1205.2122 . Código Bibliográfico :2012ApJ...753..156K. doi :10.1088/0004-637X/753/2/156. S2CID  119279752.
  47. ^ Jameson, RF; Hodgkin, ST (1997). "Brown Dwarfs and Low Mass Stars". Brown Dwarfs . Leicester, Reino Unido: Universidad de Leicester. Archivado desde el original el 2 de junio de 2013 . Consultado el 16 de agosto de 2013 .
  48. ^ "Ciencia: Enanas marrones". Wide-field Infrared Survey Explorer . NASA. 31 de agosto de 2011. Consultado el 16 de agosto de 2013 .
  49. ^ ab Christlieb, Norbert (30 de octubre de 2002). "Un vistazo a la joven Vía Láctea: el VLT UVES observa la estrella más deficiente en metales conocida". Observatorio Europeo Austral . Consultado el 26 de julio de 2013 .
  50. ^ "2MASS J01092916-5224341 - Estrella de carbono". Base de datos astronómica SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 17 de agosto de 2013 .
  51. ^ O'Meara, Stephen James (2011). Compañeros del cielo profundo: las profundidades secretas. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pp. 40–43. ISBN 978-0-521-19876-9.
  52. ^ "Resultados de NED para NGC 37". NED vía University of California . Consultado el 19 de agosto de 2013 .
  53. ^ Boffin, Henri (4 de noviembre de 2005). «eso0535 — Comunicado fotográfico: Retrato cósmico de una familia perturbada». Observatorio Europeo Austral. Archivado desde el original el 11 de octubre de 2008. Consultado el 24 de agosto de 2012 .
  54. ^ "Los astrónomos detectan el primer agujero negro de masa intermedia". El mechero Bunsen . TE Holdings LLC. 9 de julio de 2012. Archivado desde el original el 3 de diciembre de 2013. Consultado el 15 de agosto de 2013 .
  55. ^ Chu, Jennifer (15 de agosto de 2012). «Identificado el cúmulo de galaxias más masivo y luminoso». MIT News . Cambridge, Massachusetts: Massachusetts Institute of Technology . Consultado el 25 de agosto de 2012 .
  56. ^ Perrotto, Trent J.; Anderson, Janet; Watzke, Megan (10 de enero de 2012). «Chandra de la NASA descubre el cúmulo de galaxias más grande del universo temprano». NASA. Archivado desde el original el 1 de mayo de 2017. Consultado el 2 de septiembre de 2013 .
  57. ^ Observatorio de rayos X Chandra (10 de enero de 2012). "El Gordo: Chandra de la NASA encuentra el cúmulo de galaxias más grande del universo temprano". NASA . Consultado el 2 de septiembre de 2013 .
  58. ^ Jenniskens, Peter (2006). Lluvias de meteoritos y sus cometas progenitores. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pp. 387–88. ISBN 978-0-521-85349-1.
  59. ^ Levy, David H. (2008). Guía de David Levy para observar lluvias de meteoros. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pág. 115. ISBN 978-0-521-69691-3.

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