Lyra (en latín, 'lira', delgriego antiguo:λύρα; pronunciado: / ˈl aɪ r ə / LY -rə )[2]es una pequeñaconstelación. Es una de las 48 enumeradas por el astrónomo del siglo II Ptolomeo ,y es una de las 88 constelaciones modernas reconocidas por laUnión Astronómica Internacional. Lyra a menudo se representaba en los mapas estelares como unbuitreo unáguilaque llevaba una lira, y por eso a veces se la conoce comoVultur CadensoAquila Cadens("Buitre que cae"[3]o "Águila que cae"), respectivamente. Comenzando por el norte, Lyra está bordeada porDraco,Hércules,VulpeculayCygnus. Lyra está casi en lo alto en latitudes septentrionales templadas poco después de la medianoche al comienzo del verano. Desde el ecuador hasta aproximadamente elparalelo 40 sur,es visible bajo en el cielo del norte durante los mismos meses (es decir, de invierno).
Lyra se puede ver a la derecha de este mapa estelar de alrededor de 1825 del Espejo de Urania .
En la mitología griega , Lyra representa la lira de Orfeo . Se decía que la música de Orfeo era tan grandiosa que incluso objetos inanimados como rocas podían ser hechizados. Uniéndose a Jasón y los Argonautas , su música fue capaz de acallar las voces de las peligrosas Sirenas , que cantaban canciones tentadoras a los Argonautas. [4]
En un momento dado, Orfeo se casó con Eurídice , una ninfa . Mientras huía de un ataque de Aristeo , ella pisó una serpiente que la mordió y la mató. Para recuperarla, Orfeo entró en el Inframundo , donde la música de su lira encantó a Hades , el dios del Inframundo. Hades cedió y dejó que Orfeo trajera a Eurídice de vuelta, con la condición de que nunca mirara hacia atrás hasta afuera. Desafortunadamente, cerca del final, Orfeo vaciló y miró hacia atrás, lo que provocó que Eurídice se quedara en el Inframundo para siempre. Orfeo pasó el resto de su vida tocando su lira mientras vagaba sin rumbo por la tierra, rechazando todas las ofertas de matrimonio de las mujeres. [4]
Existen dos mitos principales que compiten entre sí en relación con la muerte de Orfeo. Según Eratóstenes , Orfeo no hizo un sacrificio necesario a Dioniso debido a su consideración por Apolo como la deidad suprema. Dioniso envió entonces a sus seguidores para destrozar a Orfeo. Ovidio cuenta una historia bastante diferente, diciendo que las mujeres, en retribución por el rechazo de Orfeo a las ofertas de matrimonio, se unieron y arrojaron piedras y lanzas . Al principio, su música también las encantó, pero finalmente su número y clamor abrumaron su música y fue alcanzado por las lanzas. Ambos mitos afirman entonces que su lira fue colocada en el cielo por Zeus y los huesos de Orfeo fueron enterrados por las musas . [4] En un tercer mito, fue asesinado por las mujeres tracias porque observó los ritos del padre Liber (Dioniso). [5]
El libro romano De astronomia , atribuido a Higinio , también registra otro mito sobre la Lira, que decía que pertenecía a Teseo "porque era hábil en todas las artes y parece haber aprendido también la lira". El libro informa que se decía que la constelación vecina ahora conocida como Hércules representaba muchas figuras míticas diferentes, entre ellas Teseo, Orfeo o el músico Tamiris . [5] La proximidad de estas dos constelaciones y la Corona Boreal (quizás un símbolo de la realeza de Teseo) podría indicar que las tres constelaciones fueron inventadas como un grupo. [6]
Vega y sus estrellas circundantes también se consideran una constelación en otras culturas. Los árabes veían el área correspondiente a Lyra como un buitre o un águila en picada con las alas plegadas. [4] En Gales , Lyra se conoce como el arpa del Rey Arturo ( Talyn Arthur ) y el arpa del Rey David. El persa Hafiz la llamó la Lira de Zurah. Se la ha llamado el Pesebre del Niño Salvador, Praesepe Salvatoris. [7] En la astronomía aborigen australiana , Lyra es conocida por el pueblo Boorong en Victoria como la constelación Malleefowl . [8] Lyra era conocida como Urcuchillay por los incas y era adorada como una deidad animal. [9] [10]
Características
Lyra está rodeada por Vulpecula al sur, Hércules al oeste, Draco al norte y Cygnus al este. Cubriendo 286,5 grados cuadrados , ocupa el puesto 52 de las 88 constelaciones modernas en tamaño. Aparece prominentemente en el cielo del norte durante el verano del hemisferio norte, y toda la constelación es visible durante al menos parte del año para los observadores al norte de la latitud 42°S. [11] [n 2] Su asterismo principal consta de seis estrellas, [n 3] y 73 estrellas en total son más brillantes que la magnitud 6,5. [11] Los límites de la constelación, establecidos por el astrónomo belga Eugène Delporte en 1930, están definidos por un polígono de 17 lados. En el sistema de coordenadas ecuatoriales , las coordenadas de ascensión recta de estos límites se encuentran entre 18 h 14 m y 19 h 28 m , mientras que las coordenadas de declinación están entre +25,66° y +47,71°. [12] La Unión Astronómica Internacional (UAI) adoptó la abreviatura de tres letras "Lyr" para la constelación en 1922. [13]
Características
La constelación de Lyra tal como se puede ver a simple vista.
Estrellas
La constelación de Lyra, realzada por el color y el contraste. Las cinco estrellas más brillantes están etiquetadas.
El cartógrafo alemán Johann Bayer utilizó las letras griegas alfa a nu para marcar las estrellas más prominentes en la constelación. El astrónomo inglés John Flamsteed observó y etiquetó dos estrellas cada una como delta , épsilon , zeta y nu. Añadió pi y rho , en lugar de utilizar xi y ómicron , ya que Bayer utilizó estas letras para denotar a Cygnus y Hercules en su mapa. [14]
La estrella más brillante de la constelación es Vega (Alpha Lyrae), una estrella de secuencia principal de tipo espectral A0Va. [15] A solo 7,7 parsecs de distancia, [16] Vega es una variable Delta Scuti , que varía entre magnitudes −0,02 y 0,07 durante 0,2 días. [17] En promedio, es la segunda estrella más brillante del hemisferio norte (después de Arcturus ) y la quinta estrella más brillante en total, superada solo por Arcturus, Alpha Centauri , Canopus y Sirius . Vega fue la estrella polar en el año 12.000 a. C., y volverá a serlo alrededor del 14.000 d. C. [18] [19]
Vega es una de las estrellas más magníficas de todas, y ha sido llamada "posiblemente la siguiente estrella más importante en el cielo después del Sol ". [20] Vega fue la primera estrella distinta del Sol en ser fotografiada , [21] así como la primera en tener un espectro claro registrado, mostrando líneas de absorción por primera vez. [22] La estrella fue la primera estrella individual de la secuencia principal distinta del Sol que se sabe que emite rayos X , [23] y está rodeada por un disco de escombros circunestelares , similar al Cinturón de Kuiper . [24] Vega forma una esquina del famoso asterismo Triángulo de Verano ; junto con Altair y Deneb , estas tres estrellas forman un triángulo prominente durante el verano del hemisferio norte. [25]
Vega también forma un vértice de un triángulo mucho más pequeño, junto con Epsilon y Zeta Lyrae . Zeta forma una estrella binaria ancha visible con binoculares, que consta de una estrella Am y una subgigante de tipo F. La estrella Am tiene una compañera cercana adicional, lo que eleva el número total de estrellas en el sistema a tres. [26] Epsilon es una binaria ancha más famosa que incluso se puede separar a simple vista en excelentes condiciones. [27] Ambos componentes son en sí mismos sistemas binarios cercanos que se pueden ver con telescopios y que consisten en estrellas de tipo A y F, y recientemente se descubrió que una estrella débil también orbita el componente C, para un total de cinco estrellas. [26]
A diferencia de Zeta y Epsilon Lyrae, Delta Lyrae es una doble óptica , con las dos estrellas simplemente a lo largo de la misma línea de visión al este de Zeta. La más brillante y cercana de las dos, Delta 2 Lyrae , es una gigante roja brillante de cuarta magnitud que varía semirregularmente en alrededor de 0,2 magnitudes [28] con un período dominante de 79 días, [29] mientras que la más débil Delta 1 Lyrae es una binaria espectroscópica que consiste en una primaria de tipo B y una secundaria desconocida. [26] Sin embargo, ambos sistemas tienen velocidades radiales muy similares y son los dos miembros más brillantes de un cúmulo abierto disperso conocido como el cúmulo Delta Lyrae . [30]
Al sur de Delta se encuentra Sulafat ( Gamma Lyrae ), una gigante azul y la segunda estrella más brillante de la constelación. A unos 190 parsecs de distancia [16] , se la ha calificado de estrella "superficialmente normal". [31]
La estrella final que forma la figura de la lira es Sheliak ( Beta Lyrae ), también un sistema binario compuesto por una gigante azul brillante y una estrella temprana de tipo B. [32] [33] [34] En este caso, las estrellas están tan juntas que la gigante más grande está desbordando su lóbulo de Roche y transfiriendo material a la secundaria, formando un sistema semidesprendido . La secundaria, originalmente la menos masiva de las dos, ha acumulado tanta masa que ahora es sustancialmente más masiva, aunque más pequeña, que la primaria, y está rodeada por un grueso disco de acreción . [35] El plano de la órbita está alineado con la Tierra y, por lo tanto, el sistema muestra eclipses , cayendo casi una magnitud completa desde su línea base de tercera magnitud cada 13 días, [36] aunque su período aumenta alrededor de 19 segundos por año. [37] Es el prototipo de las variables Beta Lyrae , binarias eclipsantes semidespegadas de tipos espectrales tempranos en las que no hay inicios exactos de eclipses, sino más bien cambios continuos en el brillo. [38]
Una imagen de Lyra tomada con una larga exposición
Otra variable fácil de detectar es la brillante R Lyrae , al norte del asterismo principal. También conocida como 13 Lyrae, es una variable semirregular gigante roja de cuarta magnitud que varía en varias décimas de magnitud. [39] Su periodicidad es compleja, con varios períodos diferentes de longitudes variables, en particular uno de 46 días y otro de 64 días. [40] Incluso más al norte se encuentra FL Lyrae , una variable Algol de novena magnitud mucho más débil que disminuye media magnitud cada 2,18 días durante el eclipse primario. Ambos componentes son estrellas de la secuencia principal, siendo la primaria de tipo F tardío y la secundaria de tipo G tardío . El sistema fue uno de los primeros sistemas binarios eclipsantes de la secuencia principal que contenían estrellas de tipo G en tener sus propiedades tan conocidas como los sistemas binarios eclipsantes de tipo temprano mejor estudiados. [41]
En el extremo más septentrional de la constelación se encuentra la aún más débil V361 Lyrae, una binaria eclipsante que no entra fácilmente en una de las clases tradicionales, con características de Beta Lyrae, W Ursae Majoris y variables cataclísmicas . [42] [43] Puede ser un representante de una fase muy breve en la que el sistema está en transición hacia una binaria de contacto . [44] Se puede encontrar a menos de un grado de distancia de la estrella visible a simple vista 16 Lyrae , una subgigante de tipo A de quinta magnitud [45] situada a unos 37 parsecs de distancia. [16]
La estrella más brillante no incluida en el asterismo y la más occidental catalogada por Bayer o Flamsteed es Kappa Lyrae , una gigante roja típica [46] a unos 73 parsecs de distancia. [16] Gigantes anaranjadas o rojas brillantes similares incluyen a Theta Lyrae de cuarta magnitud , [47] Lambda Lyrae , [48] y HD 173780. [ 46] Lambda se encuentra justo al sur de Gamma, Theta está posicionada en el este y HD 173780, la estrella más brillante de la constelación sin designación de Bayer o Flamsteed, está más al sur. Justo al norte de Theta y de casi exactamente la misma magnitud se encuentra Eta Lyrae , una subgigante azul con una abundancia de metales cercana a la solar. [49] También cerca se encuentra la débil HP Lyrae , una estrella de la rama gigante post-asintótica (AGB) que muestra variabilidad. La razón de su variabilidad sigue siendo un misterio: primero catalogada como una binaria eclipsante, se teorizó que era una variable RV Tauri en 2002, pero si así fuera, sería por lejos la variable de su tipo más caliente descubierta. [50]
En el extremo este se encuentra RR Lyrae , el prototipo de la gran clase de variables conocidas como variables RR Lyrae , que son variables pulsantes similares a las Cefeidas , pero son estrellas evolucionadas de población II de tipos espectrales A y F. Estas estrellas no suelen encontrarse en el disco delgado de una galaxia , sino en el halo galáctico . Estas estrellas sirven como velas estándar y, por lo tanto, son una forma confiable de calcular distancias a los cúmulos globulares en los que residen. [38] La propia RR Lyrae varía entre magnitudes 7 y 8 mientras exhibe el efecto Blazhko . [51] La estrella más oriental designada por Flamsteed , 19 Lyrae , también es una variable de pequeña amplitud, una variable Alpha 2 Canum Venaticorum con un período de poco más de un día. [52]
Otra estrella evolucionada es la variable a simple vista XY Lyrae, una gigante roja brillante [46] justo al norte de Vega que varía entre la 6.ª y la 7.ª magnitud durante un período de 120 días. [53] También visible a simple vista es la peculiar cefeida clásica V473 Lyrae . Es única en el sentido de que es la única cefeida conocida en la Vía Láctea que experimenta cambios periódicos de fase y amplitud, análogos al efecto Blazhko en las estrellas RR Lyrae. [54] Con 1,5 días, su período era el más corto conocido para una cefeida clásica en el momento de su descubrimiento. [55] W y S Lyrae son dos de las muchas variables Mira en Lyra. W varía entre la 7.ª y la 12.ª magnitud durante aproximadamente 200 días, [56] mientras que S, ligeramente más débil, es una estrella de carbono de silicato , probablemente del tipo J. [57] Otra estrella evolucionada es EP Lyrae, una débil variable RV Tauri y un "ejemplo extremo" de estrella post-AGB. Esta y una posible compañera están rodeadas por un disco circunestelar de material. [58]
Bastante cerca de la Tierra, a una distancia de sólo 16 parsecs (52 años luz), se encuentra Gliese 758. La estrella primaria similar al Sol tiene una compañera enana marrón , la más fría que se haya fotografiado alrededor de una estrella similar al Sol en luz térmica cuando fue descubierta en 2009. [59] Sólo un poco más lejos se encuentra V478 Lyrae, una variable eclipsante [60] RS Canum Venaticorum cuya estrella primaria muestra actividad de manchas estelares . [61]
Uno de los sistemas más peculiares de Lyra es MV Lyrae, una estrella similar a una nova que consiste en una enana roja y una enana blanca . [62] Originalmente clasificada como una estrella VY Sculptoris debido a que pasa la mayor parte del tiempo en brillo máximo, desde alrededor de 1979 el sistema ha estado predominantemente en brillo mínimo, con estallidos periódicos. [63] Su naturaleza aún no se entiende completamente. [64] Otra estrella en estallidos es AY Lyrae, una nova enana de tipo SU Ursae Majoris que ha experimentado varios superestallidos . [65] Del mismo tipo es V344 Lyrae, notable por un período extremadamente corto entre superestallidos acoplado a una de las amplitudes más altas para tal período. [66] La verdadera nova HR Lyrae estalló en 1919 a una magnitud máxima de 6,5, más de 9,5 magnitudes más altas que en reposo. Algunas de sus características son similares a las de las novas recurrentes . [67]
Objetos del cielo profundo
Messier 56 está compuesto por un gran número de estrellas, estrechamente unidas entre sí por la gravedad. [68] En Lyra se encuentran los objetos M56, M57 y Kuiper 90. M56 es un cúmulo globular bastante laxo a una distancia de aproximadamente 32.900 años luz , con un diámetro de unos 85 años luz. Su brillo aparente es de 8,3 m.
M57 , también conocida como la "Nebulosa del Anillo" y NGC 6720, [69] a una distancia de 2.000 años luz de la Tierra es una de las nebulosas planetarias más conocidas y la segunda en ser descubierta; su magnitud integrada es 8,8. [70] Fue descubierta en 1779 por Antoine Darquier , 15 años después de que Charles Messier descubriera la Nebulosa Dumbbell . [71] Los astrónomos han determinado que tiene entre 6.000 y 8.000 años de antigüedad; [70] tiene aproximadamente un año luz de diámetro. [72] La parte exterior de la nebulosa aparece roja en las fotografías debido a la emisión de hidrógeno ionizado . La región media está coloreada de verde; el oxígeno doblemente ionizado emite luz azul verdosa. La región más caliente, la más cercana a la estrella central, aparece azul debido a la emisión de helio . La estrella central es una enana blanca con una temperatura de 120.000 kelvin . En los telescopios, la nebulosa aparece como un anillo visible con un tinte verde; es ligeramente elíptica porque su forma tridimensional es un toro o cilindro visto desde un ligero ángulo. [70] Se puede encontrar a medio camino entre Gamma Lyrae y Beta Lyrae. [72]
Otra nebulosa planetaria en Lyra es Abell 46. La estrella central, V477 Lyrae, es una binaria eclipsante post-envoltura común , que consta de una enana blanca primaria y un componente secundario de gran tamaño debido a la acreción reciente. La nebulosa en sí tiene un brillo superficial relativamente bajo en comparación con la estrella central, [73] y es de tamaño inferior al de la primaria por razones que aún no se comprenden del todo. [74]
NGC 6791 es un cúmulo de estrellas en Lyra. Contiene tres grupos de edad de estrellas: enanas blancas de 4 mil millones de años, enanas blancas de 6 mil millones de años y estrellas normales de 8 mil millones de años. [75]
NGC 6745 es una galaxia espiral irregular en Lyra que se encuentra a una distancia de 208 millones de años luz. Hace varios millones de años, chocó con una galaxia más pequeña, lo que creó una región llena de estrellas jóvenes, calientes y azules. Los astrónomos no saben si la colisión fue simplemente un golpe de refilón o un preludio de una fusión total, que terminaría con las dos galaxias incorporadas en una galaxia más grande, probablemente elíptica . [70]
Un estallido de rayos gamma de larga duración notable fue el GRB 050525A, que estalló en 2005. El resplandor volvió a brillar a los 33 minutos del estallido original, solo el tercero que exhibe tal efecto en el período de tiempo, [76] e incapaz de ser completamente explicado por fenómenos conocidos. [77] La curva de luz observada durante los siguientes 100 días fue consistente con la de una supernova o incluso una hipernova , denominada SN 2005nc. [78] La galaxia anfitriona resultó difícil de encontrar al principio, [79] aunque posteriormente fue identificada. [80]
Exoplanetas
En órbita alrededor de la estrella subgigante naranja HD 177830 es uno de los primeros exoplanetas detectados. Es un planeta de masa joviana, orbita en una órbita excéntrica con un período de 390 días. [81] Un segundo planeta más cercano a la estrella fue descubierto en 2011. [82] Visibles a simple vista son HD 173416 , un gigante amarillo que alberga un planeta con más del doble de la masa de Júpiter descubierto en 2009; [83] y HD 176051 , una estrella binaria de baja masa que contiene otro planeta de alta masa. [84] Justo antes de la visibilidad a simple vista se encuentra HD 178911 , un sistema triple que consiste en un sistema binario cercano y una estrella similar al Sol visualmente separable. La estrella similar al Sol tiene un planeta con más de 6 masas de Júpiter descubierto en 2001, el segundo encontrado en un sistema triple después del de 16 Cygni . [85]
Uno de los exoplanetas más estudiados en el cielo nocturno es TrES-1b , en órbita alrededor de la estrella GSC 02652-01324 . Detectado a partir de un tránsito de su estrella madre, el planeta tiene alrededor de 3/4 de la masa de Júpiter, pero orbita su estrella madre en solo tres días. [86] Se ha informado que los tránsitos tienen anomalías varias veces. Originalmente se pensó que posiblemente se debían a la presencia de un planeta similar a la Tierra, ahora se acepta que las irregularidades se deben a una gran mancha estelar. [87] También descubierto por el método de tránsitos es WASP-3b , con 1,75 veces la masa de Júpiter. En el momento de su descubrimiento, era uno de los exoplanetas más calientes conocidos, en órbita alrededor de la estrella de secuencia principal de tipo F WASP-3 . [88] Al igual que TrES-1b, las irregularidades en los tránsitos habían dejado abierta la posibilidad de un segundo planeta, aunque esto ahora parece poco probable también. [89]
En abril de 2013, se anunció que de los cinco planetas que orbitan Kepler-62 , al menos dos ( Kepler-62e y Kepler-62f ) están dentro de los límites de la zona habitable de esa estrella, donde los científicos creen que podría existir agua líquida, y ambos son candidatos para ser un planeta sólido, rocoso y similar a la Tierra. [94] [95] Los exoplanetas tienen 1,6 y 1,4 veces el diámetro de la Tierra respectivamente, [94] con su estrella Kepler-62 a una distancia de 1.200 años luz. [96]
^ Las estrellas cercanas son Vega , la estrella doble enana roja GJ 747 y la enana marrón 2MASS 1835+3259 .
^ Si bien algunas partes de la constelación se elevan técnicamente por encima del horizonte para los observadores entre 42°S y 64°S, las estrellas ubicadas a unos pocos grados del horizonte son, a todos los efectos, inobservables.
^ Suponiendo que el binario visual Epsilon se cuenta como estrellas individuales, y solo una de Delta1 y Delta2 Lyrae se cuenta como parte del patrón.
^ Lesley Brown: El nuevo diccionario Oxford de inglés más breve. Vol. 1: A−M. Clarendon Press , Oxford 1993, pág. 1651
^ Bistue, Belen (23 de mayo de 2016). Traducción colaborativa y textos multiversionales en la Europa moderna temprana. Routledge. pp. 72–73. ISBN978-1317164357.
^ abcd Ridpath, Ian. "Star Tales - Lyra". Star Tales . autoeditado. Archivado desde el original el 3 de septiembre de 2021 . Consultado el 3 de septiembre de 2021 .
^ ab Grant, Mary. "Hyginus, Astronomica: 2.6 'The Kneeler'". Proyecto Theoi . Archivado desde el original el 2017-12-24 . Consultado el 2017-12-24 .
^ "Hércules, originalmente conocido como Engonasin, el que se arrodilla". Mitos de las constelaciones . Traducido por Hard, Robin. Oxford University Press. 2015. ISBN9780191026539.
^ Allen, Richard Hinckley (1963) [1899]. Nombres de estrellas: su tradición y significado. Dover Publications, Inc. ISBN0-486-21079-0.
^ "World_Archaeological_Congress.pdf" (PDF) . La astronomía de los boorong . Archivado desde el original (PDF) el 26 de marzo de 2009 . Consultado el 17 de octubre de 2007 .
^ ab Ridpath, Ian . «Constelaciones: Lacerta–Vulpecula». Star Tales . autopublicado. Archivado desde el original el 16 de diciembre de 2017 . Consultado el 25 de julio de 2015 .
^ "Límite de constelación de Lyra". Las constelaciones . Unión Astronómica Internacional. Archivado desde el original el 4 de junio de 2013. Consultado el 25 de julio de 2015 .
^ Russell, HN (1922). "Los nuevos símbolos internacionales para las constelaciones". Astronomía popular . 30 : 469–71. Código Bibliográfico :1922PA.....30..469R.
^ 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, Virginia: The McDonald & Woodward Publishing Company. págs. 204-206. ISBN978-0-939923-78-6.
^ Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, MT; Robinson, PE (2006). "Contribuciones al proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 parsecs: la muestra del norte I". The Astronomical Journal . 132 (1): 161–70. arXiv : astro-ph/0603770 . Código Bibliográfico :2006AJ....132..161G. doi :10.1086/504637. S2CID 119476992.
^ abcd van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
^ Breger, M. (1979). "Delta Scuti y estrellas relacionadas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 91 : 5–26. arXiv : astro-ph/0003373v1 . Código Bibliográfico :1979PASP...91....5B. doi :10.1086/130433. S2CID 16994385.
^ Roy, Archie E.; et al. (2003). Astronomía: principios y práctica . CRC Press. ISBN978-0-7503-0917-2.
^ Allen, Richard Hinckley (1963). Nombres de estrellas: su tradición y significado . Publicaciones de Courier Dover. ISBN978-0-486-21079-7.
^ Gulliver, AF; Hill, G.; Adelman, SJ (1994). "Vega: una estrella con un polo en rápida rotación". The Astrophysical Journal . 429 (2): L81–L84. Código Bibliográfico :1994ApJ...429L..81G. doi :10.1086/187418.
^ Holden, ES; Campbell, WW (1890). "Fotografías de Venus, Mercurio y Alpha Lyræ a la luz del día". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 2 (10): 249–250. Bibcode :1890PASP....2..249H. doi : 10.1086/120156 . S2CID 120286863.
^ Barker, GF (1887). "Sobre las fotografías de espectros estelares en memoria de Henry Draper". Actas de la American Philosophical Society . 24 (125): 166–172. JSTOR 983130.
^ Topka, K.; et al. (1979), "Detección de rayos X suaves de Alpha Lyrae y Eta Bootis con un telescopio de rayos X de imágenes", Astrophysical Journal , 229 : 661, Bibcode :1979ApJ...229..661T, doi : 10.1086/157000
^ Su, KYL; et al. (2005), "El disco de escombros de Vega: una sorpresa de Spitzer ", The Astrophysical Journal , 628 (1): 487–500, arXiv : astro-ph/0504086 , Bibcode :2005ApJ...628..487S, doi :10.1086/430819, S2CID 18898968
^ abc Eggleton, PP; Tokovinin, AA (septiembre de 2008). "Un catálogo de multiplicidad entre sistemas estelares brillantes". 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 . S2CID 14878976.
^ Burnham, Robert (1966). Manual celestial de Burnham. Dover Publications Inc., págs. 1151-1153. ISBN0-486-24064-9.
^ Bakos, GA; Tremko, J. (1991). "Un estudio fotométrico y espectroscópico de δ2 Lyrae". Contribución. Astron. Obs. Skalnaté Pleso . 21 : 99–106. Código Bibliográfico :1991CoSka..21...99B.
^ Lloyd, C.; West, KW (1996). "Observaciones de estrellas variables de tipo tardío y baja amplitud". Boletín informativo sobre estrellas variables . 4335 (4335): 1. Bibcode :1996IBVS.4335....1L.
^ Eggen, OJ (1968). "Evidencia fotométrica de la existencia de un cúmulo delta Lyrae". Astrophysical Journal . 152 : 77. Bibcode :1968ApJ...152...77E. doi :10.1086/149525.
^ Adelman, SJ; Caliskan, H.; Kocer, D.; Kablan, H.; Yüce, K.; Engin, S. (2001). "Análisis de abundancia elemental con espectrogramas DAO". Astronomía y Astrofísica . 371 (3): 1078–1083. Bibcode :2001A&A...371.1078A. doi : 10.1051/0004-6361:20010408 .
^ Bastian, U. (2019). "Gaia 8: descubrimiento de un cúmulo estelar que contiene β Lyrae". Astronomía y Astrofísica . 630 : L8. arXiv : 1909.04612 . Bibcode :2019A&A...630L...8B. doi : 10.1051/0004-6361/201936595 .
^ Murard, D.; Brož, M.; Nemravová, JA; Harmanec, P.; Budaj, J.; Barón, F.; Monnier, JD; Schaefer, GH; Schmitt, H.; Tallon-Bosc, I.; Armstrong, JT; Baines, EK; Bonneau, D.; Božić, H.; Clausse, JM; Farrington, C.; Gies, D.; Juryšek, J.; Korčáková, D.; McAlister, H.; Meilland, A.; Nardetto, N.; Svoboda, P.; Šlechta, M.; Lobo, M.; Zasche, P. (2018). "Propiedades físicas de β Lyrae a y su disco de acreción opaco". Astronomía y Astrofísica . 618 : A112. arXiv : 1807.04789 . Código Bibliográfico :2018A&A...618A.112M. doi :10.1051/0004-6361/201832952. S2CID 73647379.
^ Zhao, M.; et al. (septiembre de 2008), "Primeras imágenes resueltas de la binaria eclipsante e interactuante β Lyrae", The Astrophysical Journal , 684 (2): L95–L98, arXiv : 0808.0932 , Bibcode :2008ApJ...684L..95Z, doi :10.1086/592146, S2CID 17510817.
^ Harmanec, P. (2002). "La siempre desafiante β Lyrae binaria de línea de emisión". Astronomische Nachrichten . 323 (2): 87–98. Código Bib : 2002AN....323...87H. doi :10.1002/1521-3994(200207)323:2<87::AID-ASNA87>3.0.CO;2-P.
^ Agencia Espacial Europea (1997). Catálogos HIPPARCOS y TYCHO. Catálogos astrométricos y fotométricos de estrellas derivados de la misión de astrometría espacial HIPPARCOS de la ESA . Vol. 1200. Países Bajos : Noordwijk. Bibcode :1997ESASP1200.....E. ISBN9290923997. {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )
^ Zhao, M.; et al. (2008), "Primeras imágenes resueltas de la binaria eclipsante e interactuante β Lyrae", The Astrophysical Journal , 684 (2): L95–L98, arXiv : 0808.0932 , Bibcode :2008ApJ...684L..95Z, doi :10.1086/592146, S2CID 17510817
^ ab Otero, SA; Watson, C.; Wils, P. "Designaciones de tipos de estrellas variables en el VSX". Sitio web de la AAVSO . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Archivado desde el original el 11 de abril de 2020. Consultado el 29 de julio de 2015 .
^ Koen, Chris; Eyer, Laurent (2002). "Nuevas variables periódicas de la fotometría de la época de Hipparcos". 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 . S2CID 10505995.
^ Percy, John R.; Wilson, Joseph B.; Henry, Gregory W. (2001). "Fotometría VRI a largo plazo de variables rojas de pequeña amplitud. I. Curvas de luz y períodos". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 113 (786): 983–996. Bibcode :2001PASP..113..983P. doi : 10.1086/322153 .
^ Popper, DM; Lacy, CH; Frueh, ML; Turner, AE (1986). "Propiedades de las binarias eclipsantes de la secuencia principal: hacia las estrellas G con HS Aurigae, FL Lyrae y EW Orionis". The Astronomical Journal . 91 : 383. Bibcode :1986AJ.....91..383P. doi :10.1086/114018.
^ Andronov, IL; Richter, GA (1987). "V 361 Lyrae: ¿Un sistema binario exótico con un" punto caliente "entre los componentes?". Astronomische Nachrichten . 308 (4): 235–238. Código Bib : 1987AN....308..235A. doi :10.1002/asna.2113080403.
^ Shugarov, SY; Goranskij, VP; Galkina, MP; Lipunova, NA (junio de 1990). "La manifestación única del flujo de materia en el sistema binario eclipsante V361 Lyr". Boletín informativo sobre estrellas variables . 3472 (3472): 1. Bibcode :1990IBVS.3472....1S.
^ Hilditch, RW; Collier Cameron, A.; Hill, G.; Bell, SA; Harries, TJ (1997). "Espectroscopia y mapeo de eclipses de la estrella binaria con intercambio de masa V361 LYR". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 291 (4): 749–792. Bibcode :1997MNRAS.291..749H. doi : 10.1093/mnras/291.4.749 .
^ Abt, HA; Morrell, NI (1995). "La relación entre las velocidades rotacionales y las peculiaridades espectrales entre las estrellas de tipo A". Suplemento de la revista Astrophysical Journal . 99 : 135. Bibcode :1995ApJS...99..135A. doi : 10.1086/192182 .
^ abc Keenan, P.; McNeil, R. (octubre de 1989). "El catálogo Perkins de tipos MK revisados para las estrellas más frías". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 71 : 245–266. Código Bibliográfico :1989ApJS...71..245K. doi :10.1086/191373.
^ Montes, D.; López-Santiago, J.; Gálvez, MC; Fernández-Figueroa, MJ; De Castro, E.; Cornide, M. (2001). "Miembros de tipo tardío de grupos cinemáticos estelares jóvenes - I. Estrellas individuales". 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 . S2CID 55727428.
^ García, B. (1989). "Una lista de estrellas estándar MK". Boletín de información del Centre de Données Stellaires . 36 : 27. Código Bib : 1989BICDS..36...27G.
^ Adelman, SJ (1998). "Análisis de abundancia elemental con espectrogramas DAO - XIX. Las estrellas B superficialmente normales ζ Draconis, η Lyrae, 8 Cygni y 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 .
^ Graczyk, D.; Mikolajewski, M.; Leedjarv, L.; Frackowiak, SM; Osiwala, JP; Puss, A.; Tomov, T. (2002). "HP Lyr - Posiblemente el objeto de tipo RV Tau más caliente". Acta Astronomica . 52 : 293–304. arXiv : astro-ph/0210448 . Código Bibliográfico :2002AcA....52..293G.
^ Nemec, James M.; Cohen, Judith G.; Ripepi, Vincenzo; Derekas, Aliz; Moskalik, Pawel; Sesar, Branimir; Chadid, Merieme; Bruntt, Hans (2013). "Abundancias de metales, velocidades radiales y otras características físicas de las estrellas Rr Lyrae en Thekeplerfield". The Astrophysical Journal . 773 (2): 181. arXiv : 1307.5820 . Código Bibliográfico :2013ApJ...773..181N. doi :10.1088/0004-637X/773/2/181. S2CID 59324293.
^ Burke, EW Jr.; Barr, TH (1981). "Estudio fotométrico del período UBV de ocho estrellas AP". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 93 : 344. Bibcode :1981PASP...93..344B. doi : 10.1086/130836 .
^ Molnar, L.; Szabados, L. (2014). "V473 Lyrae, una cefeida de segundo sobretono única con dos ciclos de modulación". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 442 (4): 3222–3234. arXiv : 1406.0494 . Bibcode :2014MNRAS.442.3222M. doi : 10.1093/mnras/stu1091 . S2CID 118591859.
^ Breger, M. (1981). "La inusual cefeida HR 7308 con una amplitud variable". The Astrophysical Journal . 249 : 666. Bibcode :1981ApJ...249..666B. doi :10.1086/159327.
^ Isles, JE; Saw, DRB (1989). "Mira Stars - IV: R Cam, R Cas, W Cas, S Cep, T Cep, U Cyg y S Del". Revista de la Asociación Astronómica Británica . 99 (6): 275–281. Código Bibliográfico :1989JBAA...99..275I.
^ Chen, P.-S.; Wang, X.-H. (2001). "IRAS 19111+2555(=S Lyr): Una posible estrella de carbono silicatado". Revista china de astronomía y astrofísica . 1 (4): 344–348. Código Bibliográfico :2001ChJAA...1..344C. doi :10.1088/1009-9271/1/4/344.
^ Gielen, C.; Van Winckel, H.; Matsuura, M.; Min, M.; Deroo, P.; Waters, LBFM; Dominik, C. (2009). "Análisis de los espectros infrarrojos de las peculiares estrellas post-AGB EP Lyrae y HD 52961". Astronomía y Astrofísica . 503 (3): 843–854. arXiv : 0906.4718 . Código Bibliográfico :2009A&A...503..843G. doi :10.1051/0004-6361/200912060. S2CID 1673092.
^ Thalmann, C.; Carson, J.; Janson, M.; Goto, M.; McElwain, M.; Egner, S.; Feldt, M.; Hashimoto, J.; Hayano, Y.; Henning, T.; Hodapp, KW; Kandori, R.; Klahr, H.; Kudo, T.; Kusakabe, N.; Mordasini, C.; Morino, J.-I.; Suto, H.; Suzuki, R.; Tamura, M. (2009). "Descubrimiento de la compañera más fría de una estrella similar al Sol". The Astrophysical Journal . 707 (2): L123–L127. arXiv : 0911.1127 . Código Bibliográfico :2009ApJ...707L.123T. doi :10.1088/0004-637X/707/2/L123.S2CID 116823073 .
^ Hall, DS; Sowell, JR; Henry, GW (1989). "Descubrimiento de eclipses en el sistema binario cromosféricamente activo V478 Lyrae=HD 178450". Boletín de la Sociedad Astronómica Americana . 21 : 709. Código Bibliográfico :1989BAAS...21..709H.
^ Horne, JD (2006). "V478 Lyrae Revisited: a Current Look at Eclipses and Star Spots" (Revisión de V478 Lyrae: una mirada actual a los eclipses y las manchas estelares). Revista de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 34 (2): 177–187. Código Bibliográfico :2006JAVSO..34..177H.
^ Skillman, David R.; Patterson, Joseph; Thorstensen, John R. (1995). "Superjorobas en sistemas binarios cataclísmicos. IV. MV Lyrae". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 107 : 545. Bibcode :1995PASP..107..545S. doi : 10.1086/133590 .
^ Pavlenko, EP; Shugarov, SY (1999). "Estudio fotométrico de la variable nova MV Lyrae durante una enorme explosión en 1997". Astronomía y Astrofísica . 343 : 909–915. Bibcode :1999A&A...343..909P.
^ Linnell, Albert P.; Szkody, Paula; Gansicke, Boris; Long, Knox S.; Sion, Edward M.; Hoard, DW; Hubeny, Ivan (2005). "MV Lyrae en estados bajos, intermedios y altos". The Astrophysical Journal . 624 (2): 923–933. arXiv : astro-ph/0612696 . Código Bibliográfico :2005ApJ...624..923L. doi :10.1086/429143. S2CID 9017292.
^ Szymanski, M.; Udalski, A. (1987). "Fotometría de superestallidos de AY Lyrae". Boletín informativo sobre estrellas variables . 3105 : 1. Código Bibliográfico :1987IBVS.3105....1S.
^ Kato, T.; Poyner, G.; Kinnunen, T. (2002). "V344 Lyr: una inusual nova enana de tipo SU UMa de gran amplitud con un superciclo corto". 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 . S2CID 16338791.
^ Shears, J.; Poyner, G. (2007). "HR Lyrae (Nova Lyr 1919): de la explosión a la quietud activa". Revista de la Asociación Astronómica Británica . 117 (3): 136–141. arXiv : astro-ph/0701719 . Código Bibliográfico :2007JBAA..117..136S.
^ "Una colección de estrellas antiguas". Imagen de la semana de la ESA/Hubble . Consultado el 20 de agosto de 2012 .
^ Levy, David H. (2005). Objetos del cielo profundo . Prometheus Books. pág. 123. ISBN1-59102-361-0.
^ abcd Wilkins, Jamie; Dunn, Robert (2006). 300 objetos astronómicos: una referencia visual al universo . Buffalo, Nueva York: Firefly Books. ISBN978-1-55407-175-3.
^ Levy 2005, pág. 125.
^ desde Levy 2005, pág. 124.
^ Pollacco, DL; Bell, SA (1994). "Un análisis preliminar de la estrella central de la nebulosa planetaria V477 Lyrae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 267 (2): 452–464. Bibcode :1994MNRAS.267..452P. doi : 10.1093/mnras/267.2.452 .
^ Corradi, Romano LM; García-Rojas, Jorge; Jones, David; Rodríguez-Gil, Pablo (2015). "Binariedad y el problema de discrepancia de abundancia en nebulosas planetarias". The Astrophysical Journal . 803 (2): 99. arXiv : 1502.05182 . Bibcode :2015ApJ...803...99C. doi :10.1088/0004-637X/803/2/99. S2CID 118565181.
^ "NASA - ¿Cuál es mi edad? Un misterioso cúmulo de estrellas tiene 3 cumpleaños diferentes". www.nasa.gov . Archivado desde el original el 2017-06-09 . Consultado el 2017-02-13 .
^ Klotz, A.; Boër, M.; Atteia, J.; Stratta, G.; Behrend, R.; Malacrino, F.; Damerdji, Y. (2005). "Rebrillo temprano del resplandor de GRB 050525a". Astronomía y Astrofísica . 439 (3): L35–L38. arXiv : astro-ph/0506259 . Código Bibliográfico :2005A&A...439L..35K. doi :10.1051/0004-6361:200500153. S2CID 18532205.
^ Resmi, L.; Misra, K.; Jóhannesson, G.; Castro-Tirado, AJ; Gorosabel, J.; Jelínek, M.; Bhattacharya, D.; Kubanek, P.; Anupama, GC; Sota, A.; Sahu, DK; de Ugarte Postigo, A.; Pandey, SB; Sánchez-Ramírez, R.; Bremer, M.; Sagar, R. (2012). "Modelado integral de múltiples longitudes de onda del resplandor de GRB 050525A". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 427 (1): 288–297. arXiv : 1207.3003 . Código Bib : 2012MNRAS.427..288R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21713.x . S2CID 117826705.
^ Della Valle, M.; Malesani, D.; Bloom, JS; Benetti, S.; Chincarini, G.; D'Avanzo, P.; Foley, RJ; Covino, S.; Melandri, A.; Piranomonte, S.; Tagliaferri, G.; Estela, L.; Gilmozzi, R.; Antonelli, Luisiana; Campaña, S.; Chen, H.-W.; Filliatre, P.; Fiore, F.; Fugazza, D.; Gehrels, N.; Hurley, K.; Mirabel, SI; Pellizza, LJ; Piro, L.; Prochaska, JX (2006). "Firmas de hipernova en el último brillo de GRB 050525A". La revista astrofísica . 642 (2): L103-L106. arXiv : astro-ph/0604109 . Código Bibliográfico :2006ApJ...642L.103D. doi :10.1086/504636. S2CID 15900738.
^ Zinn, P.-C.; Grunden, P.; Bomans, DJ (2011). "¿Supernovas sin galaxias anfitrionas?". Astronomy & Astrophysics . 536 : A103. arXiv : 1109.4717 . Bibcode :2011A&A...536A.103Z. doi :10.1051/0004-6361/201117631. S2CID 119212572.
^ Heng, Kevin; Lazzati, Davide; Perna, Rosalba ; Garnavich, Peter; Noriega-Crespo, Alberto; Bersier, David; Matheson, Thomas; Pahre, Michael (2008). "Una medición directa de la curva de extinción de polvo en una galaxia de corrimiento al rojo intermedio". The Astrophysical Journal . 681 (2): 1116–1122. arXiv : 0803.2879 . Código Bibliográfico :2008ApJ...681.1116H. doi :10.1086/588279. S2CID 1953694.
^ Vogt, Steven S.; Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Apps, Kevin (2000). "Seis nuevos planetas del sondeo de velocidad de precisión Keck". The Astrophysical Journal . 536 (2): 902–914. arXiv : astro-ph/9911506 . Código Bibliográfico :2000ApJ...536..902V. doi :10.1086/308981. S2CID 119375519.
^ Meschiari, Stefano; Laughlin, Gregory; Vogt, Steven S.; Butler, R. Paul; Rivera, Eugenio J.; Haghighipour, Nader; Jalowiczor, Peter (2011). "El sondeo Lick-Carnegie: cuatro nuevos candidatos a exoplanetas". The Astrophysical Journal . 727 (2): 117. arXiv : 1011.4068 . Código Bibliográfico :2011ApJ...727..117M. doi :10.1088/0004-637X/727/2/117. S2CID 59065004.
^ Liu, Yu-Juan; Sato, Bun'ei; Zhao, Gang; Ando, Hiroyasu (2009). "Un compañero planetario orbitando la gigante de masa intermedia G HD 173416". Investigación en Astronomía y Astrofísica . 9 (1): 1–4. Bibcode :2009RAA.....9....1L. doi : 10.1088/1674-4527/9/1/001 . S2CID 250679097.
^ Muterspaugh, Matthew W.; Lane, Benjamin F.; Kulkarni, SR; Konacki, Maciej; Burke, Bernard F.; Colavita, MM; Shao, M.; Hartkopf, William I.; Boss, Alan P.; Williamson, M. (2010). "Archivo de datos astrométricos diferenciales de fases. V. Candidatos a compañeros subestelares de sistemas binarios". The Astronomical Journal . 140 (6): 1657–1671. arXiv : 1010.4048 . Código Bibliográfico :2010AJ....140.1657M. doi :10.1088/0004-6256/140/6/1657. S2CID 59585356.
^ Zucker, S.; Naef, D.; Latham, D.W.; Mayor, M.; Mazeh, T.; Beuzit, J.L.; Drukier, G.; Perrier-Bellet, C.; Queloz, D.; Sivan, JP; Torres, G.; Udry, S. (2002). "Un candidato a planeta en el sistema triple estelar HD 178911". The Astrophysical Journal . 568 (1): 363–368. arXiv : astro-ph/0111550 . Código Bibliográfico :2002ApJ...568..363Z. doi :10.1086/338892. S2CID 16548934.
^ Alonso, Roi; Brown, Timothy M.; Torres, Guillermo; Latham, David W.; Sozzetti, Alessandro; Mandushev, Georgi; Belmonte, Juan A.; Charbonneau, David; Deeg, Hans J.; Dunham, Edward W.; O'Donovan, Francis T.; Stefanik, Robert P. (2004). "TrES-1: El planeta en tránsito de una estrella brillante K0 V". The Astrophysical Journal . 613 (2): L153–L156. arXiv : astro-ph/0408421 . Código Bibliográfico :2004ApJ...613L.153A. doi :10.1086/425256. S2CID 8940599.
^ Dittmann, Jason A.; Close, Laird M.; Green, Elizabeth M.; Fenwick, Mike (2009). "UNA DETECCIÓN TENTATIVA DE UNA MANCHA ESTELAR DURANTE TRÁNSITOS CONSECUTIVOS DE UN PLANETA EXTRASOLAR DESDE LA TIERRA: NO HAY EVIDENCIA DE UN SISTEMA PLANETARIO DE DOBLE TRÁNSITO ALREDEDOR DE TrES-1". The Astrophysical Journal . 701 (1): 756–763. arXiv : 0906.4320 . Código Bibliográfico :2009ApJ...701..756D. doi :10.1088/0004-637X/701/1/756. S2CID 16254932.
^ Maciejewski, G.; Niedzielski, A.; Wolszczan, A.; Nowak, G.; Neuhauser, R.; Winn, JN; Deka, B.; Adamów, M.; Górecka, M.; Fernández, M.; Aceituno, FJ; Ohlert, J.; Errmann, R.; Seeliger, M.; Dimitrov, D.; Latham, DW; Esquerdo, GA; McKnight, L.; Holman, MJ; Jensen, ELN; Kramm, U.; Pribulla, T.; Raetz, San; Schmidt, TOB; Ginski, Ch.; Mottola, S.; Hellmich, S.; Adán, Ch.; Gilbert, H.; Mugrauer, M.; Saral, G.; Popov, V.; Raetz, M. (2013). "Restricciones en un segundo planeta en el sistema Wasp-3". The Astronomical Journal . 146 (6): 147. arXiv : 1309.6733 . Bibcode :2013AJ....146..147M. doi :10.1088/0004-6256/146 /6/147.S2CID 17255900 .
^ 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.; Dunham, Edward W.; Fűrész, Gabor; Gautier, Thomas N.; Geary, John C.; Gilliland, Ronald L.; Howell, Steve B.; Jenkins, Jon M.; Lissauer, Jack J.; Marcy, Geoffrey W.; Monet, David G.; Rowe, Jason F.; Sasselov, Dimitar D. (2010). "KEPLER-7b: UN PLANETA EN TRÁNSITO CON UNA DENSIDAD INUSUALMENTE BAJA". The Astrophysical Journal . 713 (2): L140–L144. arXiv : 1001.0190 . Código Bibliográfico :2010ApJ...713L.140L. doi :10.1088/2041-8205/713/2/L140. S2CID 55061694.
^ 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.; Brown, Timothy M.; Caldwell, Douglas A.; Dunham, Edward W.; Endl, Michael; Fischer, Debra A.; Gautier, Thomas N.; Geary, John C.; Gilliland, Ronald L.; Howell, Steve B.; Isaacson, Howard; Johnson, John Asher; Latham, David W.; Lissauer, Jack J.; Monet, David G.; Rowe, Jason F.; Sasselov, Dimitar D.; Howard, Andrew W.; MacQueen, Phillip; Orosz, Jerome A.; Chandrasekaran, Hema; Twicken, Joseph D.; Bryson, Stephen T.; Quintana, Elisa V.; Clarke, Bruce D.; Li, Jie; Allen, Christopher; Tenenbaum, Peter; Wu, Hayley; Meibom, Søren; Klaus, Todd C.; Middour, Christopher K.; Cote, Miles T.; McCauliff, Sean; Girouard, Forrest R.; Gunter, Jay P.; Wohler, Bill; Hall, Jennifer R.; Ibrahim, Khadeejah; Kamal Uddin, AKM; Wu, Michael S.; Bhavsar, Paresh A.; Van Cleve, Jeffrey; Pletcher, David L.; Dotson, Jessie L.; Haas, Michael R. (2010). "DESCUBRIMIENTO Y EFECTO ROSSITER-McLAUGHLIN DEL EXOPLANETA KEPLER-8b". The Astrophysical Journal . 724 (2): 1108–1119. arXiv : 1001.0416 . Código Bibliográfico :2010ApJ...724.1108J. doi :10.1088/0004-637X/724/2/1108. S2CID 13181333.
^ Gautier, Thomas N.; Charbonneau, David; Rowe, Jason F.; Marcy, Geoffrey W.; Isaacson, Howard; Torres, Guillermo; Fressin, Francois; Rogers, Leslie A.; Désert, Jean-Michel; Buchhave, Lars A.; Latham, David W.; Quinn, Samuel N.; Ciardi, David R.; Fabrycky, Daniel C.; Ford, Eric B.; Gilliland, Ronald L.; Walkowicz, Lucianne M .; Bryson, Stephen T.; Cochran, William D.; Endl, Michael; Fischer, Debra A.; Howell, Steve B.; Horch, Elliott P.; Barclay, Thomas; Batalha, Natalie; Borucki, William J.; Christiansen, Jessie L.; Geary, John C.; Henze, Christopher E.; Holman, Matthew J.; Ibrahim, Khadeejah; Jenkins, Jon M.; Kinemuchi, Karen; Koch, David G.; Lissauer, Jack J.; Sanderfer, Dwight T.; Sasselov, Dimitar D.; Seager, Sara; Silverio, Kathryn; Smith, Jeffrey C.; Still, Martin; Stumpe, Martin C.; Tenenbaum, Peter; Van Cleve, Jeffrey (2012). "Kepler-20: una estrella similar al Sol con tres exoplanetas subneptunianos y dos candidatos del tamaño de la Tierra". The Astrophysical Journal . 749 (1): 15. arXiv : 1112.4514 . Código Bibliográfico :2012ApJ...749...15G. doi :10.1088/0004-637X/749/1/15. S2CID 18765025.
^ Fressin, Francois; Torres, Guillermo; Rowe, Jason F.; Charbonneau, David; Rogers, Leslie A.; Ballard, Sarah; Batalha, Natalie M.; Borucki, William J.; Bryson, Stephen T.; Buchhave, Lars A.; Ciardi, David R.; Désert, Jean-Michel; Dressing, Courtney D.; Fabrycky, Daniel C.; Ford, Eric B.; Gautier III, Thomas N.; Henze, Christopher E.; Holman, Matthew J.; Howard, Andrew; Howell, Steve B.; Jenkins, Jon M.; Koch, David G.; Latham, David W.; Lissauer, Jack J.; Marcy, Geoffrey W.; Quinn, Samuel N.; Ragozzine, Darin; Sasselov, Dimitar D.; Seager, Sara; Barclay, Thomas; Mullally, Fergal; Seader, Shawn E.; Still, Martin; Twicken, Joseph D.; Thompson, Susan E.; Uddin, Kamal (2011). "Dos planetas del tamaño de la Tierra orbitando Kepler-20". Nature . 482 (7384): 195–198. arXiv : 1112.4550 . Código Bibliográfico :2012Natur.482..195F. doi :10.1038/nature10780. PMID 22186831. S2CID 3182266.
^ ab Borucki, William J. ; et al. (18 de abril de 2013). "Kepler-62: un sistema de cinco planetas con planetas de 1,4 y 1,6 radios terrestres en la zona habitable". Science Express . 340 (6132): 587–90. arXiv : 1304.7387 . Bibcode :2013Sci...340..587B. doi :10.1126/science.1234702. hdl :1721.1/89668. PMID 23599262. S2CID 21029755. Archivado desde el original el 2 de mayo de 2022 . Consultado el 18 de marzo de 2022 .
^ Johnson, Michele; Harrington, JD (18 de abril de 2013). «La sonda Kepler de la NASA descubre los planetas más pequeños de la 'zona habitable' hasta la fecha». NASA . Archivado desde el original el 8 de mayo de 2020 . Consultado el 18 de marzo de 2022 .
^ Grant, Andrew (18 de abril de 2013). «La mayoría de los planetas parecidos a la Tierra vistos hasta ahora acercan a Kepler a su santo grial». ScienceNews.org . Archivado desde el original el 21 de abril de 2013. Consultado el 19 de abril de 2013 .
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