HR 5171 - HR 5171

HR 5171
Созвездие Центавра map.svg
Красный circle.svg
Расположение HR 5171 (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0
СозвездиеЦентавр
А
Прямое восхождение13час 47м 10.875s[1]
Склонение−62° 35′ 23.06″[1]
Видимая величина (V)6.1 - 7.5[2]
B
Прямое восхождение13час 47м 10.224s[1]
Склонение−62° 35′ 17.40″[1]
Видимая величина (V)9.83[1]
Характеристики
А
Спектральный типK0 0-Ia[3]
B − V индекс цвета+2.499[1]
Тип переменнойEB + SDOR?[4]
B
Спектральный типB0 Ibp[5]
B − V индекс цвета+0.39[1]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−38.20[6] км / с
Правильное движение (μ) РА: −5.649[7] мас /год
Декабрь: −1.483[7] мас /год
Параллакс (π)0.3658 ± 0.1239[7] мас
Расстояние4,900 – 11,700 лы
(1,500[8] – 3,600[2] ПК )
Абсолютная величина  (MV)−9.2[9] + −5.8[10]
Орбита[2]
НачальныйАа
КомпаньонAb
Период (П)1,304±6 дней
Большая полуось (а)2,028 - 2,195 р☉
Эксцентриситет (е)0
Наклон (я)>60°
Подробности
Аа
Масса27 - 36[11][12] M☉
Радиус1,060 – 1,160,[8] 1,315[2] – 1,575[12] р☉
Яркость200,000 – 251,000,[8] 630,000+60,000
−55,000[11] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)−0.5±0.6[11] cgs
Температура4,287±760[11] (3,855[13] - 5,012[8]) K
Возраст3.5[14] Myr
Ab
Масса5+15
−3[12] M☉
Радиус312 - 401,[2] 650±150[12] р☉
Температура4,800 - 5,200[2] K
B
Яркость160,000[15] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)3.0 - 3.5[5] cgs
Температура26,000[5] K
Возраст4[14] Myr
Прочие обозначения
V766 Cen, HR  5171, HD  119796, БЕДРО  67261, SAO  252448, CD −61°3988, WDS J13472-6235, AAVSO  1340-62
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

HR 5171, также известный как V766 Центавра, это тройная звездная система в созвездие Центавр на расстоянии 5 000 или 12 000 световых лет от Земли. Говорят, что он содержит либо крайнюю красный сверхгигант (RSG) или недавний пост-красный сверхгигант (Post-RSG) желтый гипергигант (YHG), оба из которых предполагают, что это один из крупнейшие известные звезды. Диаметр звезды неизвестен, но, вероятно, в 1100–1600 раз больше диаметра Солнца. Это контакт двоичный, разделяя общую материальную оболочку с меньшим желтым сверхгигантом и вторичной звездой, две вращающихся вокруг друг друга каждые 1304 ± 6 дней. Также говорят, что есть третья звезда, вращающаяся вокруг контактной двойной системы дальше по орбите.

Система

Интерферометрический изображения, показывающие, как спутник проезжает перед основным

Система HR 5171 содержит не менее трех звезд. Первичный A - это затмевающий двоичный (компоненты Aa и Ab или A и C в Каталог компонентов двойных и кратных звезд ) с двумя желтыми звездами, которые контактируют и обращаются по орбите за 1304 дня. Собеседник обнаружен непосредственно оптическая интерферометрия, и составляет примерно одну треть размера сверхгигант начальный. Две звезды находятся в общий конверт фаза, когда материал, окружающий обе звезды, вращается синхронно с самими звездами.

Компонент B, расположенный в 9.4 угловые секунды вдали от первичной синий сверхгигант со спектральным классом B0.[5] Сама по себе это очень яркая массивная звезда, но визуально три величины слабее желтого гипергиганта. Прогнозируемое расстояние между первичным гипергигантом и синим сверхгигантом составляет 35 000 а.е., хотя их фактическое расстояние может быть больше.[2]

История наблюдений

HR 5171 был назван включением в Гарвардский обновленный каталог, позже опубликованный как Каталог ярких звезд. Это была 5171-я запись в каталоге с визуальной величиной 6,23 и Спектральный класс K-типа.[16] HR 5171 внесен в каталог как двойная звезда в 1927 г.[17]

В 1956 году HR 5171 был зарегистрирован с блеском 6.4, спектральным классом G5p и сильно покраснел.[18] В 1966 году Корбен зафиксировал звездную величину 6,51 и спектральный класс G5p и отметил, что это переменная величина. В каталоге 1969 года записана визуальная величина 5,85 и спектральный класс A7V, предположительно случай ошибочной идентификации.[19] В 1971 году HR 5171 A был идентифицирован как гипергигант G8, покрасневший более чем на три балла. межзвездное вымирание а также на половину величины вымирания из-за околозвездного материала.[10] В 1979 году она была подтверждена как одна из самых ярких известных звезд с абсолютной визуальной величиной (MV) от −9,2.[9] Спектральный класс G8 позже был скорректирован до K0 0-Ia в пересмотренной системе MK, что соответствует критериям сильно светящихся сверхгигантов.[20]

В 1973 году HR 5171 была официально признана переменной звездой V766 Центавра на основе каталога Корбена 1966 года.[21] В то время это считалось "крутой переменной S Doradus", класс, включающий такие звезды, как Ро Кассиопеи которые теперь известны как желтые гипергиганты. Эти переменные обычно классифицируются как полурегулярные (SRd) из-за вариаций, которые иногда четко определены, а иногда почти постоянны и могут иметь непредсказуемые затухания. Детальное исследование показало изменчивость как яркости, так и спектрального класса с возможными периодами от 430 до 494 дней. По расчетам, температура поверхности колеблется от почти 5 000 К до менее 4 000 К.[13]

В статье 2014 года наблюдения VLTI напрямую определили неожиданно большой размер для HR 5171 и показали, что это контакт двоичный. Оболочка из материала вокруг звезды также была непосредственно отображена.[2] В 2016 году наблюдения VLTI показали еще больший радиус и неожиданно прохладную температуру для гипергиганта K0.[11] Дальнейшая интерферометрия позволила получить изображение вторичной звезды, проходящей через основную.[12]

Расстояние

Комбинированное оптическое и инфракрасное изображение HR 5171
(ESO /Оцифрованный обзор неба 2 )

HR 5171 появляется около центра HII регион Gum 48d, кольцо из материала, ионизированного, скорее всего, одной или обеими видимыми звездами HR 5171. Звезды и туманность демонстрируют схожие движения в пространстве, которые поместили бы их в Спиральный рукав центавра примерно в 4000 парсеков (4 кпк) от Земли. Очевидно, это часть обширного молекулярное облако комплекс на расстоянии от 3,2 до 5,5 кпк от Земли. Gum 48d потребуется один или два Звезды О-типа быть ионизированный, предположительно, одна или обе звезды HR 5171 несколько миллионов лет назад. Его возраст оценивается в 3,5 миллиона лет, это один из старейших известных регионов HII.[14]

Ранние расчеты, основанные на предполагаемой светимости HR 5171B, дали расстояние 3,2 кпк и 3,2 звездной величины межзвездного пространства. вымирание. Сравнение HR 5171A с аналогичными звездами в Магеллановы облака подразумевает расстояние 3,7 кпк. Среднее расстояние, основанное на всех этих расчетах, составляет 3,6 кпк,[10] которое до сих пор является общепринятым расстоянием, хотя есть основания полагать, что оно могло быть ближе.[5]

Gum 48d также внесен в каталог как RCW 80, хотя обозначение RCW 80 иногда используется для более отдаленных остаток сверхновой G309.2-00.6, который перекрывает его.[5] В открытый кластер NGC 5281 находится в 19 'от HR 5171, проецируется на остаток сверхновой, но всего в 1200 парсеках от Земли.[22]

Спектр

В спектр HR 5171 легко разделяется на светящуюся желтую звезду и ярко-синий сверхгигант. Третий компонент, HR 5171Ab, не разрешен и его спектральный класс неопределенно. Обе звезды показывают 3-4 степени покраснения из-за погасания пыли.

Желтая звезда была определена как спектральный стандарт для звезд K0 0-Ia.[20] Он показывает общие черты сверхгиганта позднего G или раннего K, но с рядом особенностей. Высокая яркость обозначается силой 421,5 нм. CN обрыв и наличие инфракрасного кислород триплет. Он также показывает большой избыток инфракрасного излучения и исключительно сильный силикат поглощение, вызванное как пылевой оболочкой, конденсированной из материала, выброшенного из звезды.[10] Необычный избыток синего цвета около 383,8 нм может быть связан с полициклический ароматический углеводород (ПАУ) люминесценция.[5] На спектр сильно влияет расширенная атмосфера звезды с сильным эмиссионные линии сформированный в звездный ветер и континуум формируется в протяженной области, а не на острой поверхности фотосфера. У звезды фактически есть псевдофотосфера, скрывающая истинную поверхность звезды.[2]

Голубой спутник был классифицирован как B0 Ibp, горячий сверхгигант нормальной светимости, с некоторой неопределенностью. Код спектральной особенности указывает, что его линии поглощения менее резкие, чем обычно для звезды этого типа.[10]

Изменчивость

HR 5171 показывает беспорядочные изменения яркости и цвет. HR 5171B, по-видимому, стабилен, изменения вызваны физическими изменениями в гипергигантской звезде, вариациями оболочки и затмения между двумя близкими товарищами.

Первичный и вторичный минимумы имеют глубины 0,21 и 0,14 звездной величины соответственно на видимых длинах волн. Кривая блеска показывает почти непрерывное изменение из-за контактной природы системы, но есть отчетливое плоское дно вторичного минимума, где вторичная обмотка проходит перед первичной. Форма затмения кривая блеска предполагает, что орбита почти граничит с Землей, и что вторичный объект немного горячее первичного.

Затмения происходят на фоне внутренних изменений. Статистически система имеет среднюю величину 6,54 и средние вариации 0,23 величины за период с середины 20 века до 2013 года, но в пределах этого периода есть десятилетия с относительно небольшими вариациями и другие, которые гораздо более активны. Наблюдалось три глубоких минимума в 1975, 1993 и 2000 годах, при этом блеск каждый раз падал ниже 7-й звездной величины в течение примерно года. Изменения цвета в этих минимумах предполагают передачу яркости от визуального к визуальному. инфракрасный либо в результате охлаждения, либо в результате вторичного использования окружающей оболочки. После глубоких минимумов наблюдаются более мелкие пики яркости. В целом изменчивость яркости с 2000 года стала намного сильнее.

Вариации инфракрасной яркости по сравнению с визуальной яркостью довольно хорошо соответствуют кривой блеска, предполагая, что изменения яркости связаны с изменениями цвета или угасания, но наблюдалась вековая тенденция в B-V цветовой индекс. С 1942 по 1982 год B-V постоянно увеличивался с 1,8 до 2,6. С тех пор он был примерно постоянным. Это не связано с покраснением, поскольку не зависит от визуальной величины, поэтому предполагает изменение самой звезды. Наиболее вероятное изменение состоит в том, что гипергигант остывает и увеличивается в размерах.

Вариации непостоянны, но сильная 657-дневная периодичность была замечена в Hipparcos фотометрия HR 5171. Более поздние вариации показали самую сильную периодичность около 3300 дней, но также показали и другие периоды, включая период 648 дней. Эта постоянная периодичность во всех других вариациях связана с затмениями дважды каждые 1304 дня.[2]

Классифицируется в Общий каталог переменных звезд как возможно S Doradus переменная, а также затменная переменная.[4]

Характеристики

Впечатление художника от HR 5171 и его звезды-компаньона

Угловой диаметр HR 5171A публиковался трижды с использованием измерений Очень большой телескоп, дважды с ЯНТАРЬ интерферометра и один раз с Пионер интерферометр. Во всех случаях был обнаружен неожиданно большой диаметр, от 3,3 до 4,1 мсек, что намного больше 1000.р☉ на принятой дистанции 3,6 кпк.

Самая ранняя интерферометрия AMBER находилась в диапазоне инфракрасный длины волн в марте 2012 года. Наиболее подходящей моделью был четко очерченный однородный диск с небольшим ярким пятном на краю, окруженный более слабой протяженной оболочкой. Однородный диск, принятый за фотосферу более крупной звезды, имел диаметр 3,39 мсек. Дуги, что соответствовало радиусу 1315 ± 260. солнечные радиусы (915,000,000 ± 181,000,000 км; 6.12 ± 1.21 au ). Размер меньшего диска, который считается вторичной звездой, не был точно определен.[2] Вторая серия наблюдений AMBER была проведена в K-диапазон в апреле 2014 года. Наилучшие совпадения для однородного диска и радиуса Росселанда модельной атмосферы были почти идентичны на 3,87 мсек. дуги и 3,86 мсек. дуги соответственно, что соответствует радиусу 1,492 ± 540 мсек.р☉ (6.94 ± 2.51 au ).[11] Наблюдения PIONIER проводились в шести различных инфракрасных диапазонах в течение 2016 и 2017 годов. Синтез апертуры был использован для получения изображения HR 5171 на трех разных фазах орбиты. На двух изображениях вторичная звезда видна перед основной, а на третьем ожидается, что она будет позади главной звезды и не будет видна. Фотосфера, смоделированная как атмосфера звезды Росселанда, окруженная протяженным однородным диском, оказалась между 3,3 и 4,8 мсек. Дуги. В целом радиус первичной обмотки был рассчитан равным 1575 ± 400р☉ (7.32 ± 1.86 au ) и 650 ± 150р☉ (450,000,000 ± 100,000,000 км ) для вторичного.[12] Радиусы статистически согласуются друг с другом, но более репрезентативны для экстремальных значений. красный сверхгигант а не желтый гипергигант. Неясно, происходит ли это из-за бинарного взаимодействия или неправильной интерпретации необычного и сильно покрасневшего спектра.[2]

Светимость рассчитывалась из спектральное распределение энергии (SED) соответствует 630,000L☉, предполагая расстояние 3,7 кпк и 3,2 звездной величины межзвездного поглощения.[9] Это значительно ярче, чем ожидалось для любого красного сверхгиганта, и экстремально даже для желтого гипергиганта.[5] В эффективная температура полученный из сопоставления инфракрасный спектры 5000 К,[2] в то время как температура рассчитана для радиуса 1490р☉ и светимость 630 000L☉ составляет 4290 ± 760 К.[11]

Близкая вторичная звезда HR 5171 Ab - это светящаяся желтая звезда с радиусом примерно в три раза меньше первичной звезды и почти такой же температурой. Судя по форме кривой блеска затмения, она на 12% ярче, чем основная, и немного горячее. Он намного менее массивен, по оценкам, всего в десятую часть от массы первичной обмотки. Его точные свойства можно предсказать только на основе моделей, поскольку он едва отличается от более крупного спутника и его спектр невозможно отличить.[2]

Горячий компаньон HR 5171 B - сверхгигант B0, в 316 000 раз ярче Солнца, согласно статье 1992 года. Хотя это примерно половина болометрическая светимость HR 5171A, он на три величины слабее, поскольку большая часть его излучения находится в ультрафиолетовый.

Эволюция

Эволюционная история HR 5171A осложняется его неопределенными и необычными физическими свойствами и двойным спутником. Как одиночная звезда с температурой 4290 К, ее свойства соответствуют невращающейся звезде с начальной массой 32-40.M☉, или, возможно, вращающаяся звезда с начальной массой 25M☉, которому несколько миллионов лет, он близок к самой низкой температуре и максимальному размеру. Такие звезды слишком массивны, чтобы давать тип II-P. сверхновые на стадии красного сверхгиганта и разовьется до более высоких температур, вероятно, вызвав взрыв сверхновой другого типа.[11] При температуре 5000 К это будет немного более развитая звезда, покинувшая фазу красного сверхгиганта. Основная звезда, вероятно, подвержена ветру roche lobe переполнение (WRLOF) с передачей части материала на вторичный. Это возможный эволюционный путь к разобранному конверту. Двойная система Вольфа-Райе. Взаимодействие между парой должно раскрутить первичный элемент до синхронное вращение, что является возможным путем к быстрому вращению светящиеся синие переменные или же B [e] звезды.[2]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм Høg, E .; Fabricius, C .; Макаров, В. В .; Городской, С .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). «Каталог« Тихо-2 »2,5 миллиона ярчайших звезд». Астрономия и астрофизика. 355: L27. Bibcode:2000A и A ... 355L..27H. Дои:10.1888/0333750888/2862. ISBN  0333750888.
  2. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о Chesneau, O .; Meilland, A .; Chapellier, E .; Millour, F .; Ван Гендерен, А. М .; Nazé, Y .; Smith, N .; Spang, A .; Смокер, J. V .; Дессарт, Л .; Канаан, S .; Bendjoya, Ph .; Feast, M.W .; Groh, J. H .; Lobel, A .; Nardetto, N .; Otero, S .; Oudmaijer, R.D .; Текола, А.Г .; Уайтлок, П. А .; Arcos, C .; Curé, M .; Ванзи, Л. (2014). «Желтый гипергигант HR 5171 A: разрешение массивной взаимодействующей двоичной системы в фазе общей оболочки». Астрономия и астрофизика. 563: A71. arXiv:1401.2628v2. Bibcode:2014A и A ... 563A..71C. Дои:10.1051/0004-6361/201322421. S2CID  52108686.
  3. ^ Keenan, P.C .; Макнил, Р. К. (1989). «Каталог Perkins обновленных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 71: 245. Bibcode:1989ApJS ... 71..245K. Дои:10.1086/191373.
  4. ^ а б Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Он-лайн каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  5. ^ а б c d е ж грамм час Ван Гендерен, А. М .; Nieuwenhuijzen, H .; Лобель, А. (2015). «Раннее обнаружение голубого свечения нейтральными ПАУ в направлении желтого гипергиганта HR 5171A?». Астрономия и астрофизика. 583: A98. arXiv:1509.07421. Bibcode:2015A & A ... 583A..98V. Дои:10.1051/0004-6361/201526392. S2CID  56270146.
  6. ^ Гончаров, Г.А. (2006). "Пулковская компиляция лучевых скоростей для 35 495 звезд Hipparcos в общей системе". Письма об астрономии. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. Дои:10.1134 / S1063773706110065. S2CID  119231169.
  7. ^ а б c Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  8. ^ а б c d ван Гендерен, А. М .; Lobel, A .; Nieuwenhuijzen, H .; Генри, G.W .; De Jager, C .; Blown, E .; Di Scala, G .; Ван Баллегой, Э. Дж. (2019). «Пульсации, извержения и эволюция четырех желтых гипергигантов». Астрономия и астрофизика. 631: A48. arXiv:1910.02460. Bibcode:2019A & A ... 631A..48V. Дои:10.1051/0004-6361/201834358. S2CID  203836020.
  9. ^ а б c Хамфрис, Р. М. (1978). «Исследования светящихся звезд в ближайших галактиках. I. Сверхгиганты и O-звезды в Млечном Пути». Астрофизический журнал. 38: 309. Bibcode:1978ApJS ... 38..309H. Дои:10.1086/190559.
  10. ^ а б c d е Humphreys, R.M .; Strecker, D.W .; Ней, Э. П. (1971). «G-сверхгиганты высокой светимости». Астрофизический журнал. 167: L35. Bibcode:1971ApJ ... 167L..35H. Дои:10.1086/180755.
  11. ^ а б c d е ж грамм час Wittkowski, M .; Арройо-Торрес, В .; Marcaide, J.M .; Abellan, F.J .; Chiavassa, A .; Гирадо, Дж. К. (2017). «Спектро-интерферометрия VLTI / AMBER сверхгигантов позднего типа V766 Cen (= HR 5171 A), σ Oph, BM Sco и HD 206859». Астрономия и астрофизика. 597: A9. arXiv:1610.01927. Bibcode:2017A & A ... 597A ... 9 Вт. Дои:10.1051/0004-6361/201629349. S2CID  55679854.
  12. ^ а б c d е ж Витковски, М; Abellan, F.J; Арройо-Торрес, B; Кьявасса, А; Guirado, J.C; Marcaide, J.M .; Альберди, А; Де Вит, В. Дж; Hofmann, K.-H; Meilland, A; Millour, F; Мохамед, S; Санчес-Бермудес, Дж. (28 сентября 2017 г.). "Многоэлементное изображение сверхгиганта V766 Cen, полученное VLTI-PIONIER: изображение ближайшего спутника перед главной звездой". Астрономия и астрофизика. 1709: L1. arXiv:1709.09430. Bibcode:2017A & A ... 606L ... 1 Вт. Дои:10.1051/0004-6361/201731569. S2CID  54740936.
  13. ^ а б Ван Гендерен, А. М. (1992). «Вариации блеска массивных звезд (переменные Alpha Cygni). XII - фотометрическая история гипергиганта G8Ia (+) V766 CEN (= HR 5171A) в 1953–1991 и ее интерпретация». Астрономия и астрофизика. 257: 177. Bibcode:1992 A&A ... 257..177V.
  14. ^ а б c Karr, J. L .; Manoj, P .; Охаши, Н. (2009). «Gum 48d: эволюционировавшая область H II с продолжающимся звездообразованием». Астрофизический журнал. 697 (1): 133–147. arXiv:0903.0934. Bibcode:2009ApJ ... 697..133K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 697/1/133. S2CID  17962808.
  15. ^ Джим Калер. "V766 Центавра". Получено 2015-11-21.
  16. ^ Пикеринг, Эдвард Чарльз (1908). «Пересмотренная гарвардская фотометрия: каталог положений, фотометрических величин и спектров 9110 звезд, в основном с блеском 6,50 и более ярких, наблюдаемых с помощью 2- и 4-дюймовых меридианных фотометров». Летопись астрономической обсерватории Гарвардского колледжа. 50: 1. Bibcode:1908АнХар..50 .... 1П.
  17. ^ Innes, R. T. A .; Dawson, B.H .; Ван ден Бос, В. Х. (1927). "Южный каталог двойных звезд от -19 до -90 градусов". Йоханнесбург. Bibcode:1927sdsc.book ..... I.
  18. ^ Стой, Р. Х. (1956). «Фотоэлектрические величины и цвета 270 южных звезд». Ежемесячные заметки Астрономического общества Южной Африки. 15: 96. Bibcode:1956МНССА..15 ... 96С.
  19. ^ Cowley, A .; Cowley, C .; Ящек, М .; Ящек, К. (1969). «Исследование ярких А-звезд. I. Каталог спектральных классификаций». Астрономический журнал. 74: 375. Bibcode:1969AJ ..... 74..375C. Дои:10.1086/110819.
  20. ^ а б Keenan, P.C .; Питтс, Р. Э. (1980). «Пересмотренные спектральные классы МК для звезд G, K и M». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 42: 541. Bibcode:1980ApJS ... 42..541K. Дои:10.1086/190662.
  21. ^ Кукаркин, Б.В .; Холопов, П. Н .; Кукаркина, Н.П .; Перова, Н. Б. (1973). "59-й именной список переменных звезд". Информационный бюллетень по переменным звездам. 834: 1. Bibcode:1973IBVS..834 .... 1K.
  22. ^ Сафи-Харб, Самар; Рибо, Марк; Батт, Юсуф; Мэтисон, Хизер; Негеруэла, Игнасио; Лу, Фанцзюнь; Цзя, Шумей; Чен, Юн (2007). «Многоволновое исследование 1WGA J1346.5-6255: новый аналог γ Cas, не связанный с фоновым остатком сверхновой G309.2-00.6». Астрофизический журнал. 659 (1): 407–418. arXiv:astro-ph / 0607551. Bibcode:2007ApJ ... 659..407S. Дои:10.1086/512055. S2CID  15997425.

внешняя ссылка