Лямбда Овна

Перейти к навигацииПерейти к поиску
Лямбда Овна
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение1ч 57м 55,72с[1]
Склонение+23° 35′ 45,83″[1]
Расстояние40,3636 ± 0,3566 пк[1]
Видимая звёздная величина (V)4,766 ± 0,009[2]
СозвездиеОвен
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)−3,11 ± 0,24 км/с[3]
Собственное движение
 • прямое восхождение−92,295 ± 0,191 mas/год[1]
 • склонение−13,207 ± 0,179 mas/год[1]
Параллакс (π)24,7748 ± 0,2189 mas[1]
Спектральные характеристики
Спектральный классF0V[4]
Показатель цвета
 • B−V0,287
Физические характеристики
Температура7311 К[5]
Светимость19 L☉
Металличность0,01[6]
Вращение107 км/с[7][8]
Коды в каталогах

2MASS J01575573+2335457, GSC 01757-01964, HD 11973, HIP 9153, HR 569, SAO 75051, λ Ari, ADS 1563 A, PLX 407, BD+22 288, CCDM J01580+2336A, GC 2366, GCRV 1082, HIC 9153, IDS 01524+2306 A, JP11 558, N30 403, PPM 91235, ROT 3492, TD1 1127, TYC 1757-1964-1, UBV 1970, YZ 23 586, uvby98 100011973 A, PLX 407.00, WDS J01579+2336A, [ZEH2003] RX J0157.9+2336 1, WEB 1923, Gaia DR2 104716907609412352, 9 Ari, 1RXS J015757.8+233620, RX J0157.9+2336, Gaia DR3 104716907609412352, TIC 60986648, AG+23 160, UBV M 8546 и IRAS 01551+2321

Информация в базах данных
SIMBAD* lam Ari
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Лямбда Овна (λ Овна, Lambda Arietis, λ Arietis, сокращ. Lambda Ari B, λ Ari) — оптически-двойная звезда в зодиакальном созвездии Овна.

Лямбда Овна имеет видимую звёздную величину +4,79m[9], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на пригородном/городском небе (англ. Suburban/urban transition). Причём первый компонент, который вносит основной в светимость звезды Лямбда Овна A, имеет видимую звёздную величину +4,95[10], а второй, горазжа более слабый компонент, Лямбда Овна B, имеет видимую звёздную величину +7,75[10], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом только на идеально-тёмное небе (англ. Excellent dark-sky site). Поскольку жёлтая вторичная звезда имеет значение светимости почти на три величины слабее, чем жёлто-белая первичная звезда, их сложно разрешить с помощью качественного бинокля увеличении 7×, но легко разрешить при увеличении 10×[11]. В настоящее время (2020 год) звёзды находятся на угловом расстоянии 94,67 ± 0,34 ".

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Gaia[12][13], известно, что обе звезды удалены примерно на 130,78 св. лет (40,10 пк) — первая звезда и на 131,15 св. лет (40,21 пк) — вторая звезда — от Земли. Подобное расстояние до звёзд предполагает радиальное расстояние между звёздами порядка (но это неточно!) 0,37 св. лет (0,11 пк), а подобное расстояние практически не позволяет существовать гравитационной связи между звёздами.

Звезда наблюдается севернее 67° ю.ш то есть, видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды. Лучшее время для наблюдения, то есть время года, когда звезда максимально поджимается над горизонтом — октябрь[14].

Лямбда Овна движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна −1 км/с[14], что составляет 10% скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда приближается к Солнцу. Звезда приблизится к Солнцу на расстояние 124,69 св. лет через 1,004 млн. лет[15], когда она увеличит свою яркость на -0,37m до величины 4,42m (то есть звезда будет светить тогда примерно как Ню Ориона светят сейчас). По небосводу обе звезды движутся на юго-запад[16], проходя по небесной сфере со 0,0938 угловых секунд и 0,0939 угловых секунд в год, соответственно.

Средняя пространственная скорость Лямбда Овна имеет компоненты (U, V, W)=(20,4, 3,9, 0,4)[15], что означает U=20,4 км/с (движется по направлению к галактическому центру), V=3,9 км/с (движется по направлению галактического вращения) и W=0,4 км/с (движется в направлении северного галактического полюса).

Имя звезды

Лямбда Овна (латинизированный вариант лат. Lambda Arietis) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[16]. Хотя звезда имеет обозначение λ (Лямбда — 11-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 10-я по яркости в созвездии. 9 Овна (латинизированный вариант лат. 9 Arietis) является обозначением Флемстида[16].

Обозначения компонентов как Лямбда Овна AB, AC и AD вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[17].

Свойства компонента A

В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1922 году Э. Герцшпрунгом. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Лямбда Овна A, измеренный напрямую
Имя звезды ГодmСпектр D (mas) Rабс
() 		Комм.
Лямбда Овна 1922 4,83 A5 0,60 1,3 [18]
Лямбда Овна A 1975 4,78 F0IV 0,41 1,2 [19]

Измерения радиуса сделанные во время миссии Gaia показывают, что он равен 2,77 ± 0,18 [12], то есть изиерение 1922 года было наиболее адекватным, но занижало радиус звезды в 2 раза.

Масса звезды Лямбда Овна A напрямую не измерена, однако у звезды известна поверхностная гравитация, чьё значение характерно для карликовой звезды/субгиганта —3,88 СГС[20] или 75,9 м/с2, что составляет 28% от солнечного значения (274,0 м/с2). Зная радиус звезды можно вычислить массу, которая в этом случае будет равна 2,16 . Таким образом можно сказать, что звезда родилась как карлик спектрального класса A2,7V. Тогда её радиус был порядка 1,75 , а эффективной температуре около 8600 К[21]. Светимость звезды тогда, вычисленная по закону Стефана-Больцмана, составляла 15 , но затем в процессе эволюции звезда несколько увеличила свой радиус и остыла. Таким образом, звезда, по-видимому, собирается отказаться от своего водородного «горения» в ядре, если это ещё не произошло. Сейчас звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 7012 К [12], что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет. Её светимость сейчас равна 16,13 [12], что также может указывать на завершение звездной эволюции и переходу к стадии субгиганта.

Лямбда Овна A имеет металличность практически солнечную и равную 0,01[20], то есть 102% от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из других областей Галактики, где было столько же металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря такому же плотному звёздному населению и такому же количеству сверхновых звёзд. Лямбда Овна A вращяется со скоростью в 53,5 раз больше солнечной и равной 107 км/с[22], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — 1,35 дней.

Возраст звезды Лямбда Овна A напрямую не определён, однако известно, что звёзды с массой 2,16  живут на главной последовательности порядка 1,16 млрд. лет, а так как Лямбда Овна A уже сошла/сходит с главной последовательности, то последняя цифра и будет возрастом зведы. Таким образом, уже скоро, через несколько десятков-сотен миллионов лет, звезда станет красным гигантом, а затем, сбросив внешние оболочки, станет белым карликом.

Свойства компонента B

Лямбда Овна B — судя по её спектральному классу G1V[10], звезда является карликом спектрального класса G, что указывает на то, что водород в ядре звезды пока ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда пока ещё находится на главной последовательности. Для подобных звезд характерна масса, которая равна 1,1 [23].

Радиус звезды, который, как показывают измерения миссии Gaia, равен 1,13[13]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6108 К[13], что придаёт ей характерный жёлтый цвет. Светимость звезды составляет 1,6 [13].

Также у звезды известна поверхностная гравитация, чьё значение характерно для карликовой звезды —4,22 СГС[24] или 166 м/с2, что составляет 61% от солнечного значения (274,0 м/с2). Лямбда Овна B имеет металличность практически солнечную и равную −0,03[20], то есть 93% от солнечного значения.

Звезда считалась переменной: во время наблюдений яркость звезды менялась на 0,1m, колеблясь между значениями 7,3m и 7,4m[25], без какой-либо периодичности. Однако сейчас стало понятной, что звезда не является переменой, поскольку дальнейшие наблюдения не подтвердили её изменчивость.

История изучения кратности звезды

В 1803 году английский астроном У. Гершель, основываясь на записях от 1877 года записал в свой каталог-приложение DD информацию о двойственности Лямбда Овна, то есть им был «открыт» компонент B и звёзды вошли в каталоги как H 5 12[a]. Затем в 1892 году российский астроном В. Я. Струве открыл компоненты C и D и звёзды получили обозначения как STTA 21[b].

Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[26][27]:

Компонент ГодКоличество измерений Позиционный уголУгловое расстояниеВидимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента II
AB 1777 90 48° 38.0″ 4.80m6.65m
1781 46° 37.4″
1972 47° 38.5″
2019 48° 37.3″
AC 1892 43 74° 175.3″ 4.80m9.70m
1923 75° 179.2″
2012 76° 189.4″
AD 1892 15 84° 258.1″ 4.80m9.88m
1923 84° 261.2″
2012 85° 271.0″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Лямбда Овна, присутствуют следующие компоненты:

  • компонент B — звезда 7-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 37,3 секунд дуги, что соответствует физическому расстоянию равному 68 645,72 ± 144 804,40 а. е.[c], их относительная скорость составляет 4,914 ± 1,621 км/с[d]. Вторая космическая скорость на расстоянии 1,085 ± 2,289 св. лет для звёздной системы с общей массой 3,26  (2,16 +1,10 ) должна составлять 0,3 ± 0,61 км/с[e]. Таким образом, согласно существующим данным две звезды претерпевают тесное сближение, но гравитационно не связаны друг с другом. Однако, звёзды, с некоторой долей вероятности, могут быть гравитационно связаны это: может произойти в результате обнаружения дополнительной близкой компоненты у обеих звёзд с большой массой и в случае новых уточнений параметров (в частности парметры Лямбда Овна вычислены с ошибками на порядок большими, чем ошибки Лямбда Овна B), которые будут указывать на более близкое расположение двух звёзд или на их меньшую относительную скорость. Также можно отметить, что звёзды, вероятно, родились совместно в одном молекулярном облаке, но теперь, удаляются, друг от друга по спирали;
  • компонент AC, звезда 10-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 189,4 секунд дуги, имеет каталожный номер GSC 01757-01058[30]. У звезды известен параллакс, и судя по нему, звезда находится на расстоянии ~1000 св. лет, являясь карликом спектрального класса K, а также фоновой звездой, и соответственно, в систему Лямбда Овна она не входит;
  • компонент AD, звезда 10-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 271 секунд дуги, имеет каталожный номер BD+22 290[31]. У звезды известен параллакс, и судя по нему, звезда находится на расстоянии ~4000 св. лет, являясь фоновой звездой, и соответственно, в систему Лямбда Овна она не входит.

Примечания

Комментарии

  1. ↑ H 5— ссылка на каталог-приложение DD, лист 5 У. Гершеля, 12 — номер записи в его каталоге
  2. ↑ STTA — ссылка на каталог-приложение A В. Я. Струве, 21 — номер записи в его каталоге
  3. ↑ По состоянию данных на 2020 год[28][29], годичные параллаксы Лямбда Овна[28] и Лямбда Овна[29] составляют 24,9394 ± 0,3506[12] mas и 24,8690 ± 0,0446[13] mas, что соответствует физическим расстояниям, равным 40,1 ± 0,56 пк (130,78 ± 1,81 св. лет) и 40,21 ± 0,07 пк (131,15 ± 0,23 св. лет), соответственно. Разница этих величин позволяет вычислить радиальную компоненту расстояния между двумя звёздами — 0,11 ± 0,48 пк или 0,37 ± 1,578 св. лет. Тангенциальная компонента расстояния получается из прямого восхождения и склонения звёзд. У Лямбда Овна[28] их значения составляют 01ч 57м  55.72±0.31с и 23° 35′  45.83±0.18″, у звезды Лямбда Овна B[29] — 01ч 57м 57.72±0.04с и 23° 36′ 11.19±0.03″. Вычислив разницу по каждой из координат, переведя секунды прямого восхождения к секундам дуги и затем сложив эти величины, получаем угловое разделение звёзд 94,67 ± 0,34 ", которое на среднем расстоянии от Земли 39.5 пк соответствует тангенциальному физическому расстоянию 3806,77 ± 13,69 а. е. или 0,01846 ± 0,00007 пк (0,11500 ± 0,48389 св. года). Сложив радиальное и тангенциальное расстояния, получаем физическое расстояние между Лямбда Овна и Лямбда Овна B равное 23 720,17 ± 99 809,14 а. е. или 0,115 ± 0,485 пк (0,375 ± 1,578 св. лет). Так как тангенциальная компонента расстояния известна с бóльшей точностью, она накладывает ограничение снизу на ошибки полученных величин 0,115+0,484
    −0,048     пк     или 0,375+1,578
    −0,157     св. лет    , что после перевода к среднему значению ошибки даёт значение расстояния — 0,332 ± 0,702 пк или 1,085 ± 2,288 св. лет
  4. ↑ По состоянию данных на 2020 год [28][29], собственные движения Лямбда Овна[12] составляют −92,708 ± 0,507 mas/год и −14,243 ± 0,378 mas/год, у звезды Лямбда Овна[13] — −91,839 ± 0,080 mas/год и −19,370 ± 0,074 mas/год. Эти значения соответствуют относительному угловому смещению 0,869 ± 0,587 mas/год по прямому восхождению и 5,127 ± 0,452 mas/год по склонению, что даёт общее угловое относительное движение, равное 5,200 ± 0,741 mas/год. Согласно определению парсека, последнее значение собственного движения на расстоянии 39,5 пк соответствует значению тангенциальной скорости 0,2091 ± 0,0002 а.е./год или 0,991 ± 0,001 км/с. Радиальная составляющая относительной скорости получается из разницы радиальных скоростей звёзд, которая у Лямбда Овна составляет 15,74 ± 0,13 км/с, а у Лямбда Овна B — 38,90 ± 0,20 км/с, что даёт результирующее значение 25 ± 1,5 км/с Сложив радиальную и тангенциальную составляющие, получаем значение относительной скорости Лямбда Овна и Лямбда Овна B, равное 3,293 ± 0,200 км/с. Так как тангенциальная компонента скорости известна с бóльшей точностью, она накладывает ограничение снизу на ошибку полученной величины 25,020+1,500
    −25,509     км/с    , что после перевода к среднему значению ошибки даёт значение относительной скорости — 37,024 ± 12,004 км/с
  5. ↑ Расчёт второй космической скорости по стандартной формуле для суммы масс двух звёзд и их взаимного расстояния

Источники

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Gaia Early Data Release 3 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2020.
  2. ↑ Høg E., Fabricius C., Makarov V. V., Urban S., Corbin T., Wycoff G., Bastian U., Schwekendiek P., Wicenec A. The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2000. — Vol. 355. — P. L27—L30. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  3. ↑ Gaia Data Release 3 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2022.
  4. ↑ Cowley A., Cowley C., Jaschek M., Jaschek C. A study of the bright A stars. I. A catalogue of spectral classifications, A study of the bright stars. I. A catalogue of spectral classifications (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 1969. — Vol. 74. — P. 375–406. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/110819
  5. ↑ Zorec J., Royer F. Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 537. — 22 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201117691 — arXiv:1201.2052
  6. ↑ Erspamer D., North P. Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs II. Abundances of 140 A-F stars from ELODIE and CORALIE (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2003. — Vol. 398. — P. 1121–1135. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20021711 — arXiv:astro-ph/0210065
  7. ↑ Royer F., Grenier S., Baylac, M. -O., Gómez A. E., Zorec J. Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2002. — Vol. 393, Iss. 3. — P. 897—911. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20020943 — arXiv:astro-ph/0205255
  8. ↑ Royer F., Zorec J., Gómez A. E. Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2007. — Vol. 463, Iss. 2. — P. 671–682. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20065224 — arXiv:astro-ph/0610785
  9. ↑ Johnson, H. L.; et al. (1966), "UBVRIJKL photometry of the bright stars", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory[англ.]  (англ.), 4 (99), Bibcode:1966CoLPL...4...99J. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= ()CS1 maint: year (ссылка)
  10. ↑ 1 2 3 Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008), "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  (англ.), 389 (2): 869—879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= ()Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  11. ↑ Harrington, Philip S. (2010), Cosmic Challenge: The Ultimate Observing List for Amateurs, Cambridge University Press  (англ.), p. 113, ISBN 0521899362, Архивировано из оригинала 27 июня 2022, Дата обращения: 9 октября 2020 {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= ()CS1 maint: year (ссылка)
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 Brown, A. G. A.; et al. (August 2018), "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties", Astronomy & Astrophysics (англ.), 616, arXiv:1804.09365, Bibcode:2018A&A...616A...1G, doi:10.1051/0004-6361/201833051 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (); Явное указание et al. в: |first1= () Gaia DR2 record for this source Архивная копия от 17 августа 2021 на Wayback Machine at VizieR
  13. ↑ 1 2 3 4 5 6 Brown, A. G. A.; et al. (August 2018), "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties", Astronomy & Astrophysics (англ.), 616, arXiv:1804.09365, Bibcode:2018A&A...616A...1G, doi:10.1051/0004-6361/201833051 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (); Явное указание et al. в: |first1= () Gaia DR2 record for this source Архивная копия от 27 июня 2022 на Wayback Machine at VizieR
  14. ↑ 1 2 HR 569. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 9 октября 2020. Архивировано 14 апреля 2019 года.
  15. ↑ 1 2 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters (англ.), 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= ()CS1 maint: year (ссылка) XHIP recno=9134
  16. ↑ 1 2 3 Lambda Arietis (9 Arietis) Star Facts (англ.). Universe Guide.
  17. ↑  (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. {{cite arXiv}}: Проверьте значение даты: |date= ()
  18. ↑ Pasinetti Fracassini, L. E.; et al. (February 2001), "Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics", Astronomy and Astrophysics  (англ.), 367: 521—524, arXiv:astro-ph/0012289, Bibcode:2001A&A...367..521P, doi:10.1051/0004-6361:20000451. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= () CADARS catalog entry: recno=693 at VizieR Архивная копия от 12 октября 2020 на Wayback Machine
  19. ↑ Pasinetti Fracassini, L. E.; et al. (February 2001), "Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics", Astronomy and Astrophysics  (англ.), 367: 521—524, arXiv:astro-ph/0012289, Bibcode:2001A&A...367..521P, doi:10.1051/0004-6361:20000451. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= () CADARS catalog entry: recno=692 at VizieR Архивная копия от 12 октября 2020 на Wayback Machine
  20. ↑ 1 2 3 Soubiran, C.; Le Campion, J.-F.; Cayrel de Strobel, G.; Caillo, A. (June 2010), "The PASTEL catalogue of stellar parameters", Astronomy and Astrophysics  (англ.), 515: A111, arXiv:1004.1069, Bibcode:2010A&A...515A.111S, doi:10.1051/0004-6361/201014247. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= ()The PASTEL catalogue record for this source at VizieR
  21. ↑ Adelman, S. J. The physical properties of normal a stars (англ.) // International Astronomical Union : journal. — 2005. — Vol. 2004. — doi:10.1017/S1743921304004314.
  22. ↑ Royer, F.; Zorec, J.; Gómez, A. E. (February 2007), "Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions", Astronomy and Astrophysics  (англ.), 463 (2): 671—682, arXiv:astro-ph/0610785, Bibcode:2007A&A...463..671R, doi:10.1051/0004-6361:20065224. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= ()
  23. ↑ Vardavas, Ilias M.; et al. (2011), "Chapter 5. Incoming Solar Radiation", Radiation and Climate: Atmospheric Energy Budget from Satellite Remote Sensing, International Series of Monographs on Physics, vol. 138, OUP Oxford, p. 130, ISBN 0199697140, Архивировано из оригинала 20 мая 2016, Дата обращения: 9 октября 2020 {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= ()CS1 maint: year (ссылка)
  24. ↑ Soubiran, C.; Le Campion, J.-F.; Cayrel de Strobel, G.; Caillo, A. (June 2010), "The PASTEL catalogue of stellar parameters", Astronomy and Astrophysics  (англ.), 515: A111, arXiv:1004.1069, Bibcode:2010A&A...515A.111S, doi:10.1051/0004-6361/201014247. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= ()The PASTEL catalogue record for this source at VizieR
  25. ↑ NSV 680 (англ.). ГАИШ.
  26. ↑ l Arietis (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 9 октября 2020. Архивировано 23 октября 2020 года.
  27. ↑ H 5 12: WDS Catalog entry (англ.). The Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001-2020). Дата обращения: 9 октября 2020. Архивировано 17 августа 2021 года.
  28. ↑ 1 2 3 4 * lam Ari -- High proper-motion Star (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Дата обращения: 9 октября 2020. Архивировано 3 октября 2020 года.
  29. ↑ 1 2 3 4 * lam Ari B -- High proper-motion Star (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.
  30. ↑ GSC 01757-01058 -- Star (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.
  31. ↑ BD+22 290 -- Star (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.

Ссылки