YaChudo

Іпсилон Андромеди

Переглядів: 0. Оновлено 06.11.2026.

Ця стаття про υ Андромеди. Про змінну зорю див. U Андромеди.
Іпсилон Андромеди

Іпсилон Андромеди


Дані спостереження
Епоха J2000.0
Сузір'яАндромеда
υ And A
Пряме сходження01г 36х 47.84154с[1]
Схилення+41° 24′ 19.6514″[1]
Видима зоряна величина (V)4,10[2]
υ And D[a]
Пряме сходження01г 36х 50.40476с[3]
Схилення+41° 23′ 32.1228″[3]
Характеристики
Спектральний класF9V[4] + M4.5V[5]
Видима величина (B)4.63[6]
Показник кольору U−B0.06
Показник кольору B−V0.54
Показник кольору V−R0.30[7]
Показник кольору R−I0.30[7]
Астрометрія
υ And A
Променева швидкість (Rv) −28,59±0,08[8] км/сек
Власний рух (μ) за пр. піднес.: −171892[1] мсд/рік

за схиленням: −381815[1] мсд/рік

Паралакс (π) 74,1940 ± 0,2083мсд[1]
Відстань
Абсолютна величина (MV) 3,44±0,02[9]
υ And D[a]
Власний рух (μ)за пр. піднес.: −172437[3] мсд/рік
за схиленням: −383824[3] мсд/рік
Паралакс (π)74,1815 ± 0,0356мсд[3]
Подробиці
υ And A
Маса1,23+0,03
−0,09[10] M☉
Радіус1,57±0,03[11] R☉
Світність3,1±0,1[11] L☉
Внутрішня межа зони життя1,43±0,05[10] AU
Зовнішня межа зони життя2,84±0,08[10] AU
Гравітація4,0±0,1[9] м/с2
Температура6 614±77[11] К
Металічність [Fe/H]0,08[11]
Обертання7,3±0,04 доб[12]
Швидкість обертання (v sin i)9,5±0,8[9] км/с
Вік4,02+1,91
−0,82[10] млрд років
υ And D[a]
Маса0,190±0,006[13] M☉
Радіус0,222±0,007[13] R☉
Світність0,00391±0,00011[13] L☉
Температура3 188±106[13] К
Інші позначення
Titawin,[14] 50 Andromedae, BD+40 332, CCDM 01367+4125, FK5 1045, GC 1948, GCTP 331.00, Gl 61, HD 9826, HIP 7513, HR 458, LTT 10561, SAO 37362, PPM 44216, WDS 01368+4124A, 2MASS J01364784+4124200, Gaia DR2 348020448377061376
Посилання
SIMBADдані для HD+9826
ARICNSдані для 00134

Іпсилон Андромеди (υ Andromedae) — подвійна зоря, розташована на відстані 44 світлових років від Землі в сузір'ї Андромеди. Система складається із зорі головної послідовності спектрального класу F (позначеної як υ Андромеди A), що має офіційну назву Тітавін (Titawin), та меншого червоного карлика (υ Андромеди B).

Навколо υ Андромеди A обертаються три екзопланети (позначені як Іпсилон Андромеди b, c та d; названі Саффар, Самх і Маджріті відповідно). Усі три, ймовірно, є планетами-гігантами, розміри яких можна порівняти з Юпітером. Це була як перша система з кількома планетами, відкрита навколо зорі головної послідовності, так і перша відома система з кількома планетами в кратній зоряній системі.

Назва

υ Андромеди або латинизована назва υ Andromedae (від родового відмінку назви сузір'я Andromeda) — це позначення Баєра для цієї системи. Згідно з правилами найменування об'єктів у подвійних зоряних системах, два компоненти позначаються як A і B[15]. За тими ж правилами, перша виявлена планета, що обертається навколо υ Андромеди A, мала б позначатися як υ Андромеди Ab. Хоча ця більш формальна форма іноді використовується для уникнення плутанини з другою зорею υ Андромеди B, її частіше називають υ Андромеди b. Інші відкриті планети отримали позначення υ Андромеди c, d та e в порядку їхнього відкриття.

У липні 2014 року Міжнародний астрономічний союз (МАС) запустив проєкт NameExoWorlds з надання власних назв певним екзопланетам та їхнім материнським зорям[16]. Цей проєкт передбачав висування назв громадськістю та публічне голосування[17]. У грудні 2015 року МАС оголосив імена переможців: зорю υ Андромеди A назвали Тітавін (Titawin), а три її планети b, c і d — відповідно Саффар (Saffar), Самх (Samh) і Маджріті (Majriti)[18].

Назви-переможці запропонував астрономічний клуб «Вега» з Марокко. Зорю назвали на честь берберської назви міста Тетуан у Марокко (Tiṭṭawin, ⵜⵉⵟⵟⴰⵡⵉⵏ) та міста Татауїн у Тунісі; старі квартали обох міст є об'єктами Світової спадщини ЮНЕСКО. Назви планет вшановують астрономів X та XI століть Ібн ас-Саффара, Ібн ас-Самха та Масламу аль-Маджріті з мусульманської Іспанії[19].

2016 року МАС організував Робочу групу з назв зір[20] для каталогізації та стандартизації власних назв зір. У своєму першому бюлетені за липень 2016 року[21] Робоча група офіційно визнала назви екзопланет та їхніх материнських зір, затверджені Робочою групою Виконавчого комітету з публічного найменування планет та супутників планет, включно з назвами зір, ухваленими під час кампанії NameExoWorlds 2015 року. Відтоді ця зоря внесена до Каталогу назв зір МАС саме під цією назвою[14].

У китайській астрономії 天大將軍 (Tiān Dà Jiāng Jūn), що означає «Великий Небесний Генерал», стосується астеризму, що складається з Іпсилона Андромеди, Гамми Андромеди, Фі Персея, 51 Андромеди, 49 Андромеди, Хі Андромеди, Тау Андромеди, 56 Андромеди, Бети Трикутника, Гамми Трикутника та Дельти Трикутника. Відповідно, китайська назва самого Іпсилона Андромеди — 天大將軍六 (Tiān Dà Jiāng Jūn liù, шоста зоря Великого Небесного Генерала)[22].

Зоряна система

Іпсилон Андромеди розташований досить близько до Сонячної системи: паралакс Іпсилона Андромеди A, виміряний астрометричним супутником Gaia, становить 74,19 кутової мілісекунди, що відповідає відстані 13,49 парсека (44 світлові роки)[1]. Іпсилон Андромеди A має видиму зоряну величину +4,09, завдяки чому її видно неозброєним оком навіть на небі з помірним світловим забрудненням, приблизно за 10 градусів на схід від галактики Андромеди.

У Каталозі компонентів подвійних і кратних зір та Вашингтонському каталозі парних зір вказано дві зорі-компаньйони: UCAC3 263-13722 12,6 зоряної величини на відстані 110", позначена як компонент B, і зоря спектрального класу F2 TYC 2822-2067-1 10,3 зоряної величини на відстані 280", позначена як компонент C[23].

Тьмяніша та ближча зоря, відкрита 2002 року, у статті про відкриття, викликаючи плутанину, назвали υ Андромеди B, хоча це позначення також використовується для іншого компаньйона. Цей червоний карлик 13-ї зоряної величини розташований на відстані 55" від υ Андромеди A і вважають єдиним із компаньйонів, що пов'язаний з нею фізично, перебуваючи на тій самій відстані з проєкцією фізичної відстані 750 а. о. Його додали до Вашингтонського каталогу парних зір як компонент D[23].

Іпсилон Андромеди A

Іпсилон Андромеди A — це жовто-білий карлик спектрального класу F9V[4], подібний до Сонця, але молодший, масивніший і з більшою світністю. Вік зорі становить близько 4 млрд років, а відношення вмісту заліза до водню в ній подібне до сонячного[10]. З масою близько 1,3 маси Сонця[10], зоря матиме коротший час життя, ніж Сонце. Кількість ультрафіолетового випромінювання, яку отримують будь-які планети в зоні, придатній для життя, буде подібною до ультрафіолетового потоку, який Земля отримує від Сонця[24].

Рентгенівське випромінювання Іпсилона Андромеди A є слабким для зорі її спектрального класу. Це означає, що зоря може сходити зараз або незабаром зійде з головної послідовності і розширить свій радіус, перетворившись на червоного гіганта. Це узгоджується з верхніми межами віку цієї зорі. Абсолютна зоряна величина для цієї зорі приблизно на 0,6 зоряної величини яскравіша, ніж якби вона все ще перебувала на головній послідовності[25].

Іпсилон Андромеди A посіла 21-ше місце у списку 100 пріоритетних цільових зір скасованої місії НАСА Terrestrial Planet Finder[26].

Зоря обертається з нахилом 58+9
−7 градусів відносно напрямку на Землю[12].

Іпсилон Андромеди B

Червоний карлик-компаньйон має спектральний клас M4.5V і розташований на проєкції відстані 750 а. о. від головної зорі. Справжня відстань між двома зорями невідома, оскільки невідоме зміщення вздовж променя зору між Землею та зорями системи Іпсилона Андромеди, тому це значення є мінімальною відстанню. З огляду на рух компонента B у просторі, він має спільний власний рух із головною зорею. Його відкрили 2002 року в даних, зібраних у межах огляду 2MASS[5]. Ця зоря менш масивна й набагато менш яскрава, ніж Сонце, а її вік, імовірно, узгоджується з віком усієї системи[25].

Планетна система

Система Іпсилон Андромеди A
Планета
(по порядку віддалення
від зорі) 		Маса Радіус Велика піввісь
(а.о.) 		Орбітальний період
(діб) 		Нахил орбіти
(°) 		Ексцентриситет
орбіти 		Кіл-ть супутників
b (Саффар) 2.81[27] MJ 1.8[27] RJ ? 4,62±0,23[28] 14.27[27] 0,022±0,007[28] ?
c (Самх) 13,98+2,3
−5,3[7] MJ 		? ? 241,26±0,64[28] 7.9 ± 1[7] 0,260±0,079[28] ?
d (Маджріті) 10,25+0,7
−3,3[7] MJ 		? ? 1 276,46±0,57[28] 23.8 ± 1[7] 0,299±0,072[28] ?
Уявлення художника про планети Іпсилона Андромеди

Найближчу до зорі планету системи Іпсилона Андромеди відкрили 1996 року й оголосили про це в січні 1997 року, разом із планетою Тау Волопаса та першою планетою 55 Рака[29]. Відкриття зробили Джеффрі Марсі та Роберт Пол Батлер, обидва — астрономи Університету Сан-Франциско. Планету, що отримала позначення Іпсилон Андромеди b, відкрили шляхом вимірювання змін променевої швидкості зорі, спричинених гравітацією планети. Через її близькість до материнської зорі вона викликала значні коливання, які було порівняно легко виявити. Ймовірно, планета також відповідальна за підвищену активність у хромосфері своєї зорі[30]. Навіть після врахування першої планети у вимірюваннях променевої швидкості все ще залишалися значні відхилення, тому висловили припущення про наявність другої планети на орбіті. 1999 року астрономи з Університету Сан-Франциско та Гарвард-Смітсонівського центру астрофізики незалежно один від одного дійшли висновку, що модель з трьома планетами найкраще відповідає даним[31]. Дві зовнішні планети отримали позначення Іпсилон Андромеди c та Іпсилон Андромеди d у порядку збільшення відстані від зорі. Обидві ці планети мають орбіти з більшим ексцентриситетом, ніж будь-яка з планет Сонячної системи (включно з Плутоном)[32]. Іпсилон Андромеди d лежить у зоні, придатній для життя[24].

Художнє зображення планетної системи Іпсилона Андромеди A у порівнянні з внутрішньою Сонячною системою

Орбітальні параметри цієї трипланетної системи повністю визначені. На відміну від Сонячної системи, площини орбіт планет системи Іпсилона Андромеди сильно відхиляються одна від одної й від площини екватора зорі[7]. Самх, планета c, має орбіту, значно нахилену відносно орбіт двох інших планет, а для земного спостерігача її нахил до небесної сфери становить лише близько 8 градусів; коли її вперше відкрили, вважали, що її маса близька до 2 мас Юпітера через порівняно слабкий сигнал променевої швидкості. Моделювання показує, що виміряна конфігурація планет справді забезпечує стабільні орбіти щонайменше на 100 мільйонів років, причому планети b і d залишаються приблизно компланарними. Очікується, що загальна теорія відносності матиме сильний вплив на планету b, оскільки вона обертається на відстані лише ~0,05 а. о. від зорі. Апсиди планет c і d з часом коливаються[33]; таким чином, орбіта Іпсилона Андромеди c повертається до майже колового стану кожні 9000 років. Ексцентриситет цих планет міг виникнути внаслідок тісного зближення зовнішньої планети з четвертою планетою, унаслідок чого одна з планет була викинута із системи або зруйнована[34]. Такий механізм міг бути запущений збуреннями орбіти зорі-компаньйона, викликаними тісними зближеннями з іншими зорями та припливним полем Чумацького Шляху[35]. Орбіти двох внутрішніх планет, імовірно, сформовані припливними взаємодіями, тоді як еволюція орбіт c і d є віковою[36].

Додаткові планети

Спершу астрономи вважали, що четверта планета в цій системі не може існувати, оскільки це дестабілізувало б систему, і планета була б викинута[34]. Але 2007 року повідомили острів стабільності, де могла б існувати четверта планета[36].

Існування інших планет, надто малих або віддалених від зорі, не виключається, хоча наявність планет з масою Юпітера на відстані ближче 5 а. о. від Іпсилона Андромеди A зробила б систему нестабільною[37]. 2010 року оголосили про відкриття потенційної четвертої планети (Іпсилон Андромеди e), яка могла перебувати в резонансі 3:1 з Іпсилоном Андромеди d[38]. Подальші дослідження 2011 та 2014 років, хоч і виявили певні свідчення існування четвертої планети, знайшли значні невідповідності в оціненому орбітальному періоді Іпсилона Андромеди e залежно від того, який набір даних використовували. Це вказує на те, що ймовірний планетний сигнал, швидше за все, є інструментальним артефактом[39][40][27].

Якби Іпсилон Андромеди e існувала, її мінімальна маса була б трохи більшою за масу Юпітера, і вона оберталася б на відстані, подібній до відстані Юпітера від Сонця: 5,2456 а. о. порівняно з 5,2043 а. о. для Юпітера. Хоча через невідомий нахил визначено лише мінімальну масу, її справжня маса може бути значно більшою. Їй знадобилося б понад десятиліття, щоб обернутися навколо зорі. За ексцентриситету 0,00536 орбіта планети була б більш коловою, ніж у будь-якої з планет Сонячної системи[38].

Схоже, що Іпсилон Андромеди не має навколозоряного пилового диска, подібного до поясу Койпера в Сонячній системі[41]. Це може бути наслідком збурень від зорі-компаньйона, яка усуває матеріал із зовнішніх регіонів системи Іпсилона Андромеди A[5].

Коментарі

  1. ↑ а б в Червоний карлик спектрального класу M4.5 має офіційне позначення υ Андромеди D в каталогах кратних зір (літеру призначено в порядку відкриття), але у статті про його відкриття він фігурує як υ Андромеди B.

Примітки

  1. ↑ а б в г д е Brown, A. G. A. та ін. (2021). Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties. Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300.
  2. ↑ van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (2009). Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars. The Astrophysical Journal. 694 (2): 1085—1098. arXiv:0901.1206. Bibcode:2009ApJ...694.1085V. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1085. S2CID 18370219.
  3. ↑ а б в г д Brown, A. G. A. та ін. (2021). Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties. Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300.
  4. ↑ а б Abt, Helmut A. (2009). MK Classifications of Spectroscopic Binaries. The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (1): 117—118. Bibcode:2009ApJS..180..117A. doi:10.1088/0067-0049/180/1/117. S2CID 122811461.
  5. ↑ а б в Lowrance, Patrick J.; Kirkpatrick, J. Davy; Beichman, Charles A. (2002). A Distant Stellar Companion in the υ Andromedae System. The Astrophysical Journal Letters. 572 (1): L79—L81. arXiv:astro-ph/0205277. Bibcode:2002ApJ...572L..79L. doi:10.1086/341554. S2CID 7111977.
  6. ↑ NLTT 5367 -- High proper-motion Star. SIMBAD Astronomical Object Database. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Процитовано 20 травня 2009.
  7. ↑ а б в г д е ж McArthur, Barbara E. та ін. (2010). New Observational Constraints on the υ Andromedae System with Data from the Hubble Space Telescope and Hobby Eberly Telescope (PDF). The Astrophysical Journal. 715 (2): 1203. Bibcode:2010ApJ...715.1203M. doi:10.1088/0004-637X/715/2/1203. S2CID 120127162.
  8. ↑ Nidever, David L.; Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Fischer, Debra A.; Vogt, Steven S. (2002). Radial Velocities for 889 Late-Type Stars. The Astrophysical Journal Supplement Series. 141 (2): 503—522. arXiv:astro-ph/0112477. Bibcode:2002ApJS..141..503N. doi:10.1086/340570. S2CID 51814894.
  9. ↑ а б в Fuhrmann, Klaus; Pfeiffer, Michael J.; Bernkopf, Jan (Серпень 1998). F- and G-type stars with planetary companions: upsilon Andromedae, rho (1) Cancri, tau Bootis, 16 Cygni and rho Coronae Borealis. Astronomy and Astrophysics. 336: 942—952. Bibcode:1998A&A...336..942F.
  10. ↑ а б в г д е Baines, Ellyn K.; Jones, Jeremy; Clark, James H.; Schmitt, Henrique R.; Stone, Jordan M. (Січень 2025). Eighteen Exoplanet Host Stars from the NPOI Data Archive. The Astronomical Journal (англ.). 169 (2): 83. arXiv:2506.02934. Bibcode:2025AJ....169...83B. doi:10.3847/1538-3881/ad9bb1. ISSN 1538-3881.
  11. ↑ а б в г Baines, Ellyn K.; Thomas Armstrong, J.; Clark, James H.; Gorney, Jim; Hutter, Donald J.; Jorgensen, Anders M.; Kyte, Casey; Mozurkewich, David; Nisley, Ishara; Sanborn, Jason; Schmitt, Henrique R. (Листопад 2021). Angular Diameters and Fundamental Parameters of Forty-four Stars from the Navy Precision Optical Interferometer. The Astronomical Journal. 162 (5): 198. arXiv:2211.09030. Bibcode:2021AJ....162..198B. doi:10.3847/1538-3881/ac2431. ISSN 0004-6256. S2CID 238998021.
  12. ↑ а б Simpson, E. K. та ін. (Листопад 2010). Rotation periods of exoplanet host stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 408 (3): 1666—1679. arXiv:1006.4121. Bibcode:2010MNRAS.408.1666S. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17230.x. S2CID 6708869., as "HD 9826".
  13. ↑ а б в г Hardegree-Ullman, Kevin K.; Apai, Dániel; Bergsten, Galen J.; Pascucci, Ilaria; López-Morales, Mercedes (2023). Bioverse: A Comprehensive Assessment of the Capabilities of Extremely Large Telescopes to Probe Earth-like O2 Levels in Nearby Transiting Habitable-zone Exoplanets. The Astronomical Journal. 165 (6): 267. arXiv:2304.12490. Bibcode:2023AJ....165..267H. doi:10.3847/1538-3881/acd1ec.
  14. ↑ а б IAU Catalog of Star Names. Процитовано 28 липня 2016.
  15. ↑ Hartkopf, William I.; Mason, Brian D. Addressing confusion in double star nomenclature: The Washington Multiplicity Catalog. U.S. Naval Observatory. Архів оригіналу за 17 травня 2011. Процитовано 19 січня 2016.
  16. ↑ NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars [Архівовано 2017-09-04 у Wayback Machine.]. IAU.org. 9 July 2014
  17. ↑ NameExoWorlds The Process. Архів оригіналу за 15 серпня 2015. Процитовано 5 вересня 2015.
  18. ↑ Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released [Архівовано 2017-12-02 у Wayback Machine.], International Astronomical Union, 15 December 2015.
  19. ↑ NameExoWorlds The Approved Names. Архів оригіналу за 1 лютого 2018. Процитовано 17 січня 2016.
  20. ↑ IAU Working Group on Star Names (WGSN). Архів оригіналу за 13 травня 2020. Процитовано 22 травня 2016.
  21. ↑ Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1 (PDF). Процитовано 28 липня 2016.
  22. ↑ (кит.) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 10 日 [Архівовано 2011-07-16 у Wayback Machine.]
  23. ↑ а б Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I. Washington Double Star Catalog. U.S. Naval Observatory. Архів оригіналу за 14 березня 2016. Процитовано 25 червня 2012.
  24. ↑ а б Buccino, Andrea P. та ін. (2006). Ultraviolet Radiation Constraints around the Circumstellar Habitable Zones. Icarus. 183 (2): 491—503. arXiv:astro-ph/0512291. Bibcode:2006Icar..183..491B. CiteSeerX 10.1.1.337.8642. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.007. S2CID 2241081.
  25. ↑ а б Poppenhaeger, K.; Wolk, S.J. (Травень 2014). Indications for an influence of hot Jupiters on the rotation and activity of their host stars. Astronomy & Astrophysics. 565: L1. arXiv:1404.1073. Bibcode:2014A&A...565L...1P. doi:10.1051/0004-6361/201423454. S2CID 55184357.
  26. ↑ Mullen, Leslie (2 червня 2011). Rage Against the Dying of the Light. Astrobiology Magazine. Архів оригіналу за 4 червня 2011. Процитовано 7 червня 2011.
  27. ↑ а б в г Deitrick, R. та ін. (Січень 2015). The Three-dimensional Architecture of the υ Andromedae Planetary System. The Astrophysical Journal. 798 (1): 46. arXiv:1411.1059. Bibcode:2015ApJ...798...46D. doi:10.1088/0004-637X/798/1/46. S2CID 118409453.
  28. ↑ а б в г д е Ligi, R. та ін. (2012). A new interferometric study of four exoplanet host stars : θ Cygni, 14 Andromedae, υ Andromedae and 42 Draconis. Astronomy & Astrophysics. 545: A5. arXiv:1208.3895. Bibcode:2012A&A...545A...5L. doi:10.1051/0004-6361/201219467. S2CID 10934982.
  29. ↑ Butler, R. Paul та ін. (1997). Three New 51 Pegasi-Type Planets. The Astrophysical Journal Letters. 474 (2): L115—L118. Bibcode:1997ApJ...474L.115B. doi:10.1086/310444.
  30. ↑ Shkolnik, E. та ін. (2005). Hot Jupiters and Hot Spots: The Short- and Long-term Chromospheric Activity on Stars with Giant Planets. The Astrophysical Journal. 622 (2): 1075—1090. arXiv:astro-ph/0411655. Bibcode:2005ApJ...622.1075S. doi:10.1086/428037. S2CID 119356064.
  31. ↑ Butler, R. Paul та ін. (1999). Evidence for Multiple Companions to υ Andromedae. The Astrophysical Journal. 526 (2): 916—927. Bibcode:1999ApJ...526..916B. doi:10.1086/308035.
  32. ↑ Butler, R. P. та ін. (2006). Catalog of Nearby Exoplanets. The Astrophysical Journal. 646 (1): 505—522. arXiv:astro-ph/0607493. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701. S2CID 119067572. (web version)
  33. ↑ Pizkorz, D. та ін. (Серпень 2017). Detection of Water Vapor in the Thermal Spectrum of the Non-transiting Hot Jupiter Upsilon Andromedae b. The Astronomical Journal. 154 (2): 78. arXiv:1707.01534. Bibcode:2017AJ....154...78P. doi:10.3847/1538-3881/aa7dd8. S2CID 19960378.
  34. ↑ а б Ford, Eric B. та ін. (2005). Planet-planet scattering in the upsilon Andromedae system. Nature. 434 (7035): 873—876. arXiv:astro-ph/0502441. Bibcode:2005Natur.434..873F. doi:10.1038/nature03427. PMID 15829958. S2CID 4324250.
  35. ↑ Kaib, N.A.; Raymond, S.N.; Duncan, M. (Січень 2013). Planetary system disruption by Galactic perturbations to wide binary stars. Nature. 493 (7432): 381—384. arXiv:1301.3145. Bibcode:2013Natur.493..381K. CiteSeerX 10.1.1.765.6816. doi:10.1038/nature11780. PMID 23292514. S2CID 4303714.
  36. ↑ а б Barnes, Rory; Greenberg, Richard (2008). Extrasolar Planet Interactions. Proceedings of the International Astronomical Union. 3: 469—478. arXiv:0801.3226v1. Bibcode:2008IAUS..249..469B. doi:10.1017/S1743921308016980. S2CID 17096607.
  37. ↑ Lissauer, J.; Rivera, E. (2001). Stability analysis of the planetary system orbiting υ Andromedae. II. Simulations using new Lick observatory fits. The Astrophysical Journal. 554 (2): 1141—1150. Bibcode:2001ApJ...554.1141L. doi:10.1086/321426.
  38. ↑ а б Curiel, S. та ін. (2011). A fourth planet orbiting υ Andromedae. Astronomy & Astrophysics. 525: A78. Bibcode:2011A&A...525A..78C. doi:10.1051/0004-6361/201015693.
  39. ↑ Tuomi, M.; Pinfield, D.; Jones, H. R. A. (2014). Application of Bayesian model inadequacy criterion for multiple data sets to radial velocity models of exoplanet systems. Astronomy & Astrophysics. 532: A116. arXiv:1106.5981. Bibcode:2011A&A...532A.116T. doi:10.1051/0004-6361/201117278. S2CID 14800854.
  40. ↑ McArthur, Barbara E. та ін. (2014). Astrometry, Radial Velocity, and Photometry: The HD 128311 System Remixed with Data from HST, HET, and APT. The Astrophysical Journal. 795 (1): 41. Bibcode:2014ApJ...795...41M. doi:10.1088/0004-637X/795/1/41. hdl:2152/35199. S2CID 122980723.
  41. ↑ Trilling, D. E.; Brown, R. H.; Rivkin, A. S. (2000). Circumstellar dust disks around stars with known planetary companions. The Astrophysical Journal. 529 (1): 499—505. Bibcode:2000ApJ...529..499T. doi:10.1086/308280. S2CID 121999545.

Посилання

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).