Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Міриди або зорі типу Міри Кита клас пульсуючих змінних зір назву якому дала зоря Міра Омікрон Кита До цього класу належа

Міриди

Міриди

Міриди (або зорі типу Міри Кита) — клас пульсуючих змінних зір, назву якому дала зоря Міра (Омікрон Кита). До цього класу належать зорі червоного кольору з періодом пульсацій від 80 до 1000 діб і змінами світності від 2,5 до 11 зоряних величин у видимому діапазоні. Міриди — червоні гіганти, що перебувають на кінцевих етапах зоряної еволюції. Міриди є популярними об'єктами спостереження астрономів-аматорів завдяки великій амплітуді змін їх блиску. Деякі міриди, включаючи саму Міру, спостерігаються вже понад століття.

image
Типовий для мірид зв'язок між візуальною кривою блиску, температурою, радіусом і яскравістю на прикладі зорі

Фізичні моделі

image
Міриди серед інших змінних зір на діаграмі Герцшпрунга — Рассела

На діаграмі Герцшпрунга — Рассела Міріди лежать на асимптотичному відгалуженні гігантів.

Джерелом енергії мірид, як й інших червоних гігантів асимтотичного відгалуження, в основному, є термоядерне горіння гелію в ядрі за участю горіння водню шаровому джерелі навколо ядра (на відміну від зір головної послідовності, які отримують енергію від перетворення водню на гелій в ядрі). Міриди спектрального класу M містять у фотосферах більше кисню, ніж вуглецю; у мірид класу S їх відношення приблизно однакове, у мірид класу C (вуглецевих зір) відношення C/O більше одиниці. У спектрах виявлено ознаки ударних хвиль та швидкого руху газу у фотосфері (доплерівський зсув).

Вважають, що маса мірид не перевищує двох сонячних мас, проте їхня світність у тисячі разів більша за сонячну через розширену зовнішню оболонку, що має радіус у 200—300 разів більший за радіус Сонця.

Пульсації мірид обумовлені їхнім періодичним стисканням та розширенням, що призводить до періодичних варіацій температури та світності. Температура найвища невдовзі після візуального максимуму, а найнижча — перед мінімумом. Радіус є найменшим безпосередньо перед візуальним максимумом і близько до моменту максимальної температури. Найбільшого розміру мірида досягає перед моментом найнижчої температури. Болометрична світність пропорційна четвертому ступеню температури та квадрату радіуса. Радіус змінюється більш ніж на 20%, а температура — менш ніж на 10%.

image
Ультрафіолетова світлина Міри, одержана космічним телескопом Габбла. Видно сильну асиметрію зорі

Ранні моделі мірид припускали, що протягом процесу пульсації зоря залишається сферично-симетричною (в основному це допомагало скоротити розрахунки під час комп'ютерного моделювання). Однак пізніше було виявлено асиметрію окремих мірид, а огляд показав, що близько 75% мірид не сферично-симетричні, що узгоджується з попередніми спостереженнями. Тому точні теоретичні моделі мірид вимагають моделювання їхньої тривимірної структури на суперкомп'ютерах.

Міриди можуть бути багаті на кисень або вуглець. Багаті вуглецем зорі, такі як R Зайця, виникають лише у вузькому діапазоні умов, за яких припиняється характерна для зір асимптотичної гілки гігантів тенденція підтримки надлишкової кількості кисню над вуглецем через перемішування речовини. У пульсуючих зорях асимптотичної гілки гігантів, таких як Міра, ядерні реакції перебігають у двох сферичних шарах: водневому та гелієвому. При цьому періодично відбувається глибоке перемішування: вуглець із шару, де горить гелій, виноситься на поверхню, що формує вуглецеву зорю. Однак, у зорях із масою понад 4M☉ нижні ділянки конвективної зони (у яких горить водень) достатньо гарячі для реакцій CNO-циклу, і більша частина вуглецю там руйнується (перетворюється на азот та кисень) до того, як досягне поверхні. Таким чином, наймасивніші міриди не можуть стати багатими на вуглець.

Криві блиску

image
Крива блиску міриди

Хоч амплітуда варіацій кривих блиску мірид у видимому діапазоні може сягати 11 зоряних величин, в інфрачервоному діапазоні вона зазвичай менше 2,5, а в K-діапазоні навіть не перевищує 0,9. Така різниця пов'язана низькими температурами мірид. За їхніх типових температур близько 2000 K на інфрачервону ділянку спектру припадає близько 95% випромінювання. Невеликі зміни температури за таких умов можуть викликати дуже великі зміни яскравості у видимому діапазоні.

Невелика кількість мірид, імовірно, змінює період пульсації з часом: період значно зростає або зменшується (до трьох разів) протягом кількох десятиліть або кількох століть. Вважається, що цей ефект є наслідком термальних пульсацій, в результаті яких гелієва оболонка повторно запускає реакції у сферичному водневому шарі. При цьому змінюється структура зорі, що призводить до зміни періоду. Імовірно, такий процес характерний для всіх мірид на початковій нетривалій стадії їхньої еволюції. Однак, відносно невелика тривалість цієї стадії термальних пульсацій (кілька тисяч років) у порівнянні з часом перебування зорі на асимптотичній гілці гігантів (до мільйона років) призводить до того, що стадія термальних пульсацій спостерігається лише в кількох мірид із кількох тисяч відомих. Можливо, така стадія спостерігається у . Більшість мірид демонструють повільні зміни періоду від циклу до циклу, які, імовірно, виникають внаслідок нелінійної поведінки оболонки зорі, включаючи відхилення від сферичної симетрії.

Втрата маси

Міридам властивий високий темп втрати маси, що досягає 10-7—10-6 M☉ за рік. Протягом кількох мільйонів років вони скидають свою зовнішню оболонку й перетворюються на білі карлики. Цей процес відіграє велику роль у хімічній еволюції галактик, збагачуючи міжзоряне середовище важкими елементами. Деякі з мірид втрачають газ поступово, тоді як інші на певному етапі різко скидають зовнішню оболонку, утворюючи планетарні туманності. Після остаточного скидання оболонки на місці міриди залишається її гелієве[ — ][] ядро — білий карлик.

Втрачена міридою речовина формує газово-пилову оболонку навколо зорі. Ця оболонка поглинає частину енергії зорі й перевипромінює її в інфрачервоному діапазоні. Ця оболонка для мірид є оптично тонкою у видимому діапазоні — зорі з оптично товстими оболонками класифікують як (OH/IR зорі). У деяких випадках умови в газовій оболонці виявляються вдалими для утворення [en] з випромінюванням молекул OH, H2O або SiO.

Примітки

  1. Зорі типу Міри Кита // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 181. — .
  2. Mattei J. A. Introducing Mira Variables // The Journal of the American Association of Variable Star Observers. — 1997. — Vol. 25, no. 2 (16 June). — P. 57—62. — Bibcode:1997JAVSO..25...57M.
  3. Lacour, S.; Thiébaut, E.; Perrin, G.; Meimon, S.; Haubois, X.; Pedretti, E.; Ridgway, S. T.; Monnier, J. D.; Berger, J. P.; Schuller, P. A.; Woodruff, H.; Poncelet, A.; Le Coroller, H.; Millan-Gabet, R.; Lacasse, M.; Traub, W. (2009). The Pulsation of χ Cygni Imaged by Optical Interferometry: A Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars. The Astrophysical Journal. 707 (1): 632—643. arXiv:0910.3869. Bibcode:2009ApJ...707..632L. doi:10.1088/0004-637X/707/1/632. S2CID 28966631.
  4. Haniff C. A. et al. Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira // The Astronomical Journal. — 1992. — Vol. 103 (16 June). — P. 1662. — Bibcode:1992AJ....103.1662H. — DOI:10.1086/116182.
  5. Karovska M., Nisenson P., Papaliolios C., Boyle R. P. Asymmetries in the atmosphere of Mira // The Astrophysical Journal. — 1991. — Vol. 374 (16 June). — P. L51. — Bibcode:1991ApJ...374L..51K. — DOI:10.1086/186069.
  6. Tuthill P. G., Haniff C. A., Baldwin J. E. Surface imaging of long-period variable stars // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1999. — Vol. 306, no. 2 (16 June). — P. 353. — Bibcode:1999MNRAS.306..353T. — DOI:10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x.
  7. Ragland S. et al. First Surface-resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in AGB stars // Astrophys. J. — 2006. — Vol. 652 (16 June). — P. 650—660. — arXiv:astro-ph/0607156. — Bibcode:2006ApJ...652..650R. — DOI:10.1086/507453.
  8. Freytag B., Höfner S. Three-dimensional simulations of the atmosphere of an AGB star // Astronomy and Astrophysics. — 2008. — Vol. 483, no. 2 (16 June). — P. 571. — Bibcode:2008A&A...483..571F. — DOI:10.1051/0004-6361:20078096.
  9. Feast M. W., Whitelock P. A., Menzies J. W. Carbon-rich Mira variables: Kinematics and absolute magnitudes // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2006. — Vol. 369, no. 2 (16 June). — P. 791—797. — arXiv:astro-ph/0603506. — Bibcode:2006MNRAS.369..791F. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x.
  10. Stancliffe R. J., Izzard R. G., Tout C. A. Third dredge-up in low-mass stars: Solving the Large Magellanic Cloud carbon star mystery // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. — 2004. — Vol. 356, no. 1 (16 June). — P. L1–L5. — arXiv:astro-ph/0410227. — Bibcode:2005MNRAS.356L...1S. — DOI:10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x.
  11. Samus N. N., Durlevich O. V. (12 лютого 2009). GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability (англ.). Архів оригіналу за 18 березня 2012. Процитовано 8 вересня 2019.
  12. Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner. Mira Variables // Fundamental Astronomy. — 6. — Springer, 2017. — С. 303. — .
  13. Zijlstra A. A., Bedding T. R., Mattei J. A. The evolution of the Mira variable R Hydrae // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2002. — Vol. 334, no. 3 (16 June). — P. 498. — arXiv:astro-ph/0203328. — Bibcode:2002MNRAS.334..498Z. — DOI:10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x.
  14. Templeton M. R., Mattei J. A., Willson L. A. Secular Evolution in Mira Variable Pulsations // The Astronomical Journal. — 2005. — Vol. 130, no. 2 (16 June). — P. 776—788. — arXiv:astro-ph/0504527. — Bibcode:2005AJ....130..776T. — DOI:10.1086/431740.
  15. Zijlstra A. A., Bedding T. R. Period Evolution in Mira Variables // Journal of the American Association of Variable Star Observers. — 2002. — Т. 31, № 1 (16 червня). — С. 2. — Bibcode:2002JAVSO..31....2Z.
  16. Wittkowski M. et al. The Mira variable S Orionis: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs // Astronomy and Astrophysics. — 2007. — Vol. 470, no. 1 (16 June). — P. 191—210. — arXiv:0705.4614. — Bibcode:2007A&A...470..191W. — DOI:10.1051/0004-6361:20077168.

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Miridi abo zori tipu Miri Kita klas pulsuyuchih zminnih zir nazvu yakomu dala zorya Mira Omikron Kita Do cogo klasu nalezhat zori chervonogo koloru z periodom pulsacij vid 80 do 1000 dib i zminami svitnosti vid 2 5 do 11 zoryanih velichin u vidimomu diapazoni Miridi chervoni giganti sho perebuvayut na kincevih etapah zoryanoyi evolyuciyi Miridi ye populyarnimi ob yektami sposterezhennya astronomiv amatoriv zavdyaki velikij amplitudi zmin yih blisku Deyaki miridi vklyuchayuchi samu Miru sposterigayutsya vzhe ponad stolittya Tipovij dlya mirid zv yazok mizh vizualnoyu krivoyu blisku temperaturoyu radiusom i yaskravistyu na prikladi zoriFizichni modeliMiridi sered inshih zminnih zir na diagrami Gercshprunga Rassela Na diagrami Gercshprunga Rassela Miridi lezhat na asimptotichnomu vidgaluzhenni gigantiv Dzherelom energiyi mirid yak j inshih chervonih gigantiv asimtotichnogo vidgaluzhennya v osnovnomu ye termoyaderne gorinnya geliyu v yadri za uchastyu gorinnya vodnyu sharovomu dzhereli navkolo yadra na vidminu vid zir golovnoyi poslidovnosti yaki otrimuyut energiyu vid peretvorennya vodnyu na gelij v yadri Miridi spektralnogo klasu M mistyat u fotosferah bilshe kisnyu nizh vuglecyu u mirid klasu S yih vidnoshennya priblizno odnakove u mirid klasu C vuglecevih zir vidnoshennya C O bilshe odinici U spektrah viyavleno oznaki udarnih hvil ta shvidkogo ruhu gazu u fotosferi doplerivskij zsuv Vvazhayut sho masa mirid ne perevishuye dvoh sonyachnih mas prote yihnya svitnist u tisyachi raziv bilsha za sonyachnu cherez rozshirenu zovnishnyu obolonku sho maye radius u 200 300 raziv bilshij za radius Soncya Pulsaciyi mirid obumovleni yihnim periodichnim stiskannyam ta rozshirennyam sho prizvodit do periodichnih variacij temperaturi ta svitnosti Temperatura najvisha nevdovzi pislya vizualnogo maksimumu a najnizhcha pered minimumom Radius ye najmenshim bezposeredno pered vizualnim maksimumom i blizko do momentu maksimalnoyi temperaturi Najbilshogo rozmiru mirida dosyagaye pered momentom najnizhchoyi temperaturi Bolometrichna svitnist proporcijna chetvertomu stupenyu temperaturi ta kvadratu radiusa Radius zminyuyetsya bilsh nizh na 20 a temperatura mensh nizh na 10 Ultrafioletova svitlina Miri oderzhana kosmichnim teleskopom Gabbla Vidno silnu asimetriyu zori Ranni modeli mirid pripuskali sho protyagom procesu pulsaciyi zorya zalishayetsya sferichno simetrichnoyu v osnovnomu ce dopomagalo skorotiti rozrahunki pid chas komp yuternogo modelyuvannya Odnak piznishe bulo viyavleno asimetriyu okremih mirid a oglyad pokazav sho blizko 75 mirid ne sferichno simetrichni sho uzgodzhuyetsya z poperednimi sposterezhennyami Tomu tochni teoretichni modeli mirid vimagayut modelyuvannya yihnoyi trivimirnoyi strukturi na superkomp yuterah Miridi mozhut buti bagati na kisen abo vuglec Bagati vuglecem zori taki yak R Zajcya vinikayut lishe u vuzkomu diapazoni umov za yakih pripinyayetsya harakterna dlya zir asimptotichnoyi gilki gigantiv tendenciya pidtrimki nadlishkovoyi kilkosti kisnyu nad vuglecem cherez peremishuvannya rechovini U pulsuyuchih zoryah asimptotichnoyi gilki gigantiv takih yak Mira yaderni reakciyi perebigayut u dvoh sferichnih sharah vodnevomu ta geliyevomu Pri comu periodichno vidbuvayetsya gliboke peremishuvannya vuglec iz sharu de gorit gelij vinositsya na poverhnyu sho formuye vuglecevu zoryu Odnak u zoryah iz masoyu ponad 4M nizhni dilyanki konvektivnoyi zoni u yakih gorit voden dostatno garyachi dlya reakcij CNO ciklu i bilsha chastina vuglecyu tam rujnuyetsya peretvoryuyetsya na azot ta kisen do togo yak dosyagne poverhni Takim chinom najmasivnishi miridi ne mozhut stati bagatimi na vuglec Krivi bliskuKriva blisku miridi Hoch amplituda variacij krivih blisku mirid u vidimomu diapazoni mozhe syagati 11 zoryanih velichin v infrachervonomu diapazoni vona zazvichaj menshe 2 5 a v K diapazoni navit ne perevishuye 0 9 Taka riznicya pov yazana nizkimi temperaturami mirid Za yihnih tipovih temperatur blizko 2000 K na infrachervonu dilyanku spektru pripadaye blizko 95 viprominyuvannya Neveliki zmini temperaturi za takih umov mozhut viklikati duzhe veliki zmini yaskravosti u vidimomu diapazoni Nevelika kilkist mirid imovirno zminyuye period pulsaciyi z chasom period znachno zrostaye abo zmenshuyetsya do troh raziv protyagom kilkoh desyatilit abo kilkoh stolit Vvazhayetsya sho cej efekt ye naslidkom termalnih pulsacij v rezultati yakih geliyeva obolonka povtorno zapuskaye reakciyi u sferichnomu vodnevomu shari Pri comu zminyuyetsya struktura zori sho prizvodit do zmini periodu Imovirno takij proces harakternij dlya vsih mirid na pochatkovij netrivalij stadiyi yihnoyi evolyuciyi Odnak vidnosno nevelika trivalist ciyeyi stadiyi termalnih pulsacij kilka tisyach rokiv u porivnyanni z chasom perebuvannya zori na asimptotichnij gilci gigantiv do miljona rokiv prizvodit do togo sho stadiya termalnih pulsacij sposterigayetsya lishe v kilkoh mirid iz kilkoh tisyach vidomih Mozhlivo taka stadiya sposterigayetsya u Bilshist mirid demonstruyut povilni zmini periodu vid ciklu do ciklu yaki imovirno vinikayut vnaslidok nelinijnoyi povedinki obolonki zori vklyuchayuchi vidhilennya vid sferichnoyi simetriyi Vtrata masiMiridam vlastivij visokij temp vtrati masi sho dosyagaye 10 7 10 6 M za rik Protyagom kilkoh miljoniv rokiv voni skidayut svoyu zovnishnyu obolonku j peretvoryuyutsya na bili karliki Cej proces vidigraye veliku rol u himichnij evolyuciyi galaktik zbagachuyuchi mizhzoryane seredovishe vazhkimi elementami Deyaki z mirid vtrachayut gaz postupovo todi yak inshi na pevnomu etapi rizko skidayut zovnishnyu obolonku utvoryuyuchi planetarni tumannosti Pislya ostatochnogo skidannya obolonki na misci miridi zalishayetsya yiyi geliyeve sumnivno obgovoriti vidsutnye v dzhereli yadro bilij karlik Vtrachena miridoyu rechovina formuye gazovo pilovu obolonku navkolo zori Cya obolonka poglinaye chastinu energiyi zori j pereviprominyuye yiyi v infrachervonomu diapazoni Cya obolonka dlya mirid ye optichno tonkoyu u vidimomu diapazoni zori z optichno tovstimi obolonkami klasifikuyut yak OH IR zori U deyakih vipadkah umovi v gazovij obolonci viyavlyayutsya vdalimi dlya utvorennya en z viprominyuvannyam molekul OH H2O abo SiO PrimitkiZori tipu Miri Kita Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 181 ISBN 966 613 263 X Mattei J A Introducing Mira Variables The Journal of the American Association of Variable Star Observers 1997 Vol 25 no 2 16 June P 57 62 Bibcode 1997JAVSO 25 57M Lacour S Thiebaut E Perrin G Meimon S Haubois X Pedretti E Ridgway S T Monnier J D Berger J P Schuller P A Woodruff H Poncelet A Le Coroller H Millan Gabet R Lacasse M Traub W 2009 The Pulsation of x Cygni Imaged by Optical Interferometry A Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars The Astrophysical Journal 707 1 632 643 arXiv 0910 3869 Bibcode 2009ApJ 707 632L doi 10 1088 0004 637X 707 1 632 S2CID 28966631 Haniff C A et al Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira The Astronomical Journal 1992 Vol 103 16 June P 1662 Bibcode 1992AJ 103 1662H DOI 10 1086 116182 Karovska M Nisenson P Papaliolios C Boyle R P Asymmetries in the atmosphere of Mira The Astrophysical Journal 1991 Vol 374 16 June P L51 Bibcode 1991ApJ 374L 51K DOI 10 1086 186069 Tuthill P G Haniff C A Baldwin J E Surface imaging of long period variable stars Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 1999 Vol 306 no 2 16 June P 353 Bibcode 1999MNRAS 306 353T DOI 10 1046 j 1365 8711 1999 02512 x Ragland S et al First Surface resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer Detection of Asymmetries in AGB stars Astrophys J 2006 Vol 652 16 June P 650 660 arXiv astro ph 0607156 Bibcode 2006ApJ 652 650R DOI 10 1086 507453 Freytag B Hofner S Three dimensional simulations of the atmosphere of an AGB star Astronomy and Astrophysics 2008 Vol 483 no 2 16 June P 571 Bibcode 2008A amp A 483 571F DOI 10 1051 0004 6361 20078096 Feast M W Whitelock P A Menzies J W Carbon rich Mira variables Kinematics and absolute magnitudes Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2006 Vol 369 no 2 16 June P 791 797 arXiv astro ph 0603506 Bibcode 2006MNRAS 369 791F DOI 10 1111 j 1365 2966 2006 10324 x Stancliffe R J Izzard R G Tout C A Third dredge up in low mass stars Solving the Large Magellanic Cloud carbon star mystery Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters 2004 Vol 356 no 1 16 June P L1 L5 arXiv astro ph 0410227 Bibcode 2005MNRAS 356L 1S DOI 10 1111 j 1745 3933 2005 08491 x Samus N N Durlevich O V 12 lyutogo 2009 GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability angl Arhiv originalu za 18 bereznya 2012 Procitovano 8 veresnya 2019 Hannu Karttunen Pekka Kroger Heikki Oja Markku Poutanen Karl Johan Donner Mira Variables Fundamental Astronomy 6 Springer 2017 S 303 ISBN 978 3 662 53044 3 Zijlstra A A Bedding T R Mattei J A The evolution of the Mira variable R Hydrae Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2002 Vol 334 no 3 16 June P 498 arXiv astro ph 0203328 Bibcode 2002MNRAS 334 498Z DOI 10 1046 j 1365 8711 2002 05467 x Templeton M R Mattei J A Willson L A Secular Evolution in Mira Variable Pulsations The Astronomical Journal 2005 Vol 130 no 2 16 June P 776 788 arXiv astro ph 0504527 Bibcode 2005AJ 130 776T DOI 10 1086 431740 Zijlstra A A Bedding T R Period Evolution in Mira Variables Journal of the American Association of Variable Star Observers 2002 T 31 1 16 chervnya S 2 Bibcode 2002JAVSO 31 2Z Wittkowski M et al The Mira variable S Orionis Relationships between the photosphere molecular layer dust shell and SiO maser shell at 4 epochs Astronomy and Astrophysics 2007 Vol 470 no 1 16 June P 191 210 arXiv 0705 4614 Bibcode 2007A amp A 470 191W DOI 10 1051 0004 6361 20077168

Дата публікації:
Топ