Созвездие Возничий

Координаты: [www.wikisky.org?locale=ru&ra=05+01+58.1&de=+43+49+24&zoom=6&show_box=1 05ч 01м 58.1с +43° 49′ 24"]К:Википедия:Статьи без изображений (тип: не указан)

Эпсилон Возничего

(ε Aur / ε Aurigae) — звезда в созвездии Возничего. Имеет несколько исторических названий:

• Алмааз
  (Almaaz),
  Мааз
  (Maaz),
  Ал Маз
  (Al-Ma’z) предположительно от арабского «козёл» или «козлёнок», поскольку в древности входило в катастеризм Коза с Козлятами[3[3]
• Ал Анз
  — этимология этого варианта неизвестна, но он приведён у Казвини[4[4]

Краткое описание

Эпсилон Возничего — затменно-двойная звезда, состоящая из яркой старой звезды (сверхгигант спектрального класса F0), и невидимого компаньона, который, как предполагается в настоящее время, является звездой класса B. Каждые 27 лет яркость Эпсилона Возничего уменьшается с +2,92m до +3,83mзвёздной величины[5[5]Это затемнение длится 640—730 дней[6[6]В дополнение к этой затменной переменности у системы также есть небольшая пульсация с периодом приблизительно 66 дней[7[7]Система находится на расстоянии приблизительно 2 000 световых лет от Земли.

Компаньон, затмевающий Эпсилон Возничего, всегда был в центре ожесточённых споров, так как он излучает удивительно мало света для объекта его размера[7[7]На 2008 (до наблюдений Спитцера 2009 года), наиболее признанной моделью для компаньона была двойная система, окруженная массивным, непрозрачным пылевым диском. От теорий, что объект — большая полупрозрачная звезда или черная дыра, учёные отказались.

Звезды созвездия Эридан

В созвездии Эридана есть довольно любопытные звезды, которые можно наблюдать, или просто интересно узнать про их необычные свойства.

Карта созвездия Эридан.

Ахернар –альфа Эридана

Главная звезда созвездия Эридан – Ахернар. Эта звезда расположена на южном конце «реки», и наблюдать ее мы не можем, однако полезно знать о некоторых её особенностях. Кстати, название с древнеарабского так и переводится – «конец реки».

Ахернар – одна из ярчайших звезд земного неба. При яркости в 0.46m он занимает девятое место в списке ярких звезд. Это голубая звезда со средней температурой поверхности 15000 К, со светимостью в 800 раз, и с массой в 6-8 раз, и с диаметром в 10 раз превышающих солнечную. Расстояние до этой звезды – 144 световых года, но примечательна она не этим.

Самое любопытное, что Ахернар – самая сплющенная звезда из всех известных. Из-за быстрого вращения вокруг оси диаметр по экватору вдвое превышает межполюсное расстояние. Эта звезда больше похожа на яйцо, чем на сферу. Из-за быстрого вращения температура поверхности распределяется неравномерно – на полюсах она достигает 20000 К, а на экваторе – 10000 К.

Самая яркая звезда созвездия Эридан — Ахернар.

У Ахернара есть спутник, вдвое тяжелее Солнца, расположенный на расстоянии 12.3 а.е. от центральной звезды. Она вращается по орбите с периодом около 15 лет.

Эпсилон Эридана

Это довольно любопытная звезда, привлекающая особо пристальное внимание астрономов. Эпсилон Эридана – третья по удаленности звезда из ближайших к нам соседей – расстояние до нее всего 10.5 световых лет.

Эпсилон Эридана имеет яркость 3.73m и представляет собой звезду главной последовательности и по своим основным характеристикам сходна с Солнцем. Масса звезды немного меньше – 85% солнечной, а радиус – 84% солнечного. Однако эта звезда очень молода – возраст ее оценивается примерно в 500 миллионов лет. Поэтому вряд ли на ее планетах могут иметься достаточно развитые формы жизни. А планеты там есть, как и пылевой диск и два астероидных пояса.

В 200 году на расстоянии в 3.3 а.е. от звезды была обнаружена планета – гигант, массой в ½ масс Юпитера. Эта планета была обозначена как Эпсилон Эридана B, но в 2020 году ей дали имя – Эгир. С помощью телескопа Хаббла характеристики планеты были уточнены, например, теперь масса её считается равной 1.55 масс Юпитера, период обращения вокруг звезды – 2500 суток.

Система Эпсилон Эридана в представлении художника.

На основе изучения неоднородностей в пылевом диске и некоторых других явлений в этой звездной системе также было выдвинуто предположении о наличии еще одной планеты. Масса ее должна быть около 0.1 от массы Юпитера, а удаление от звезды – 40 а.е. Однако сама планета Эпсилон Эридана C пока не обнаружена.

Эпсилон Эридана – довольно любопытная звезда. Планета-гигант может иметь спутники, а возможно, в системе есть еще и другие планеты, пока не найденные.

40 Эридана

Эта звезда еще называется Омикрон 2. Расположена она от нас на расстоянии 16.45 световых лет, то есть сравнительно близко. Но это не просто звезда, а тройная система, состоящая из трех карликов.

Компонент A имеет имя Кеид, и этот красный карлик — самая яркая звезда в системе. Возможно, у нее имеется планета, в 8 раз массивнее Земли.

На удалении в 400 а.е. от главного компонента A расположена пара других карликов. Компонент B – белый карлик диаметром меньше Земли, похожий на белого карлика в системе Сириуса. Он имеет общий центр масс с компонентом C – красным карликом, втрое меньше Солнца. Эта двойная система обращается за 252 года, но одновременно обращается и с компонентом A с периодом примерно в 8 тысяч лет.

Это довольно необычная система – кратная, и притом, вполне возможно, имеющая планеты. В фантастике эта звезда упоминается множество раз. Знаменитая планета Вулкан в «Звездном пути» расположена как раз там.

В телескоп 40 Эридана выглядит как двойная звезда – компонент A видно невооруженным глазом, а компонент B имеет яркость 9.5m.

История наблюдений

статью под названием
Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae
(
Исследования небольших изменений яркости ε Возничего
), где предположил, что звезда является затменной переменной типа Алголя и состоит из двух компонентов[7[7]/p>

Наблюдения Эпсилона Возничего приурочены к Международному году астрономии и проводятся с 2009 по 2011 гг., то есть три года, на которые приходится затмение[8[8]/p>

Наблюдения Спитцера, 2009

В январе 2010 на встрече Американского Астрономического Общества Дональд Хоард — представитель научного центра по управлению телескопом Спитцер при НАСА в Калифорнийском технологическом институте в Пасадене — сообщил, что наблюдения космического телескопа показывают: система Эпсилон Возничего состоит из маленькой умирающей звезды с относительно небольшой массой (намного меньшей, чем у типичной звезды спектрального класса F), периодически затмеваемой звездой класса B, окружённой пылевым диском. Этот результат был достигнут с помощью съёмки на миллисекундных выдержках вместо непосредственной длительной (сотни секунд) экспозиции. Это делается для того, чтобы уменьшить чувствительность телескопа и не дать звезде «засветить» ПЗС-матрицу. Дальнейшая обработка информации показала присутствие в околозвездном диске частиц, размерами более похожими на гравий, чем на пыль.[9[9]p>

Созвездие Лира.

К сожалению, летние созвездия не особо богаты на яркие звёзды, но в них есть достаточно интересных объектов глубокого космоса. Сейчас у нас на очереди небольшое, но довольно красивое созвездие северной полусферы − Лира.

Поиск созвездия Лира

Отыскать это созвездие не составит большого труда: сейчас две самые яркие звезды, видимые в средних широтах северного полушария – это Арктур (альфа Волопаса) и Вега (альфа Лиры), они примерно одного блеска (около 0m), Арктур, правда чуть ярче, но визуально, разница в блеске врядли будет заметна, однако легко заметна разница в цвете, по которой можно однозначно отличить эти две звезды, а соответственно и определить положение созвездия. Арктур – звезда спектрального класса К0III (оранжевый гигант), у него лёгкий оранжевый оттенок, у Веги спектральный класс A0V (белая звезда главной последовательности) и светит она белым, с лёгким голубоватым оттенком, светом. Сейчас звезда восходит вечером на северо-востоке и поднимается весьма высоко.

Вега

Вега довольно близкая к Солнцу звезда (расстояние до неё примерно 25 световых лет), по размерам она почти в 3 раза больше Солнца и вдвое тяжелее него, а вот мощность излучения у неё по оценкам выходит в 40−50 раз больше солнечной, поскольку она ещё не только больше, но и значительно горячее Солнца. Вега наиболее известна, как звезда, от блеска которой исторически отсчитывались все звёздные величины, т.е. ей присваивали нулевую звёздную величину.

Правда сейчас, с усовершенствованной шкалой звёздных величин, её блеск всё же на несколько сотых отличается от нулевой величины. Но нам такая точность ни к чему и в общем случае мы не сильно ошибёмся, если примем её блеск за начало отсчёта в шкале звёздных величин. Рядом с Вегой можно обнаружить ещё 4, уже значительно более тусклых, звёздочки, которые образуют параллелограмм. Если соединить их линиями, вместе с Вегой эта группа и является самой фигурой созвездия. Однако в современной астрономии созвездиями являются не фигуры из звёзд, а участки неба, так что само созвездие естественно простирается заметно дальше.

Эпсилон Лиры

Неподалёку от Веги, можно найти звезду Эпсилон Лиры. Она является четырёхкратной звездой (вращаются эти звёзды парами вокруг общего центра масс), два (а при хороших условиях и оборудовании и все четыре) компонента можно увидеть раздельно в телескоп, их спектральные классы A8V и F1V.

Дзета Лиры

Звезда Дзета Лиры из «параллелограмма», тоже является кратной, два её компонента также можно увидеть раздельно при наблюдении в телескоп.

Шелиак

Шелиак (бета Лиры) – тесная двойная система из двух горячих звёзд, только вот находится она очень далеко (более 900 световых лет), а расстояние между компонентами наоборот мало (не намного больше размеров самих звёзд), так что тут естественно о возможности их раздельного наблюдения говорить не приходится.

В Лире находятся 2 объекта глубокого космоса из каталога Мессье и ещё несколько из Нового Общего Каталога (NGC). В основном это далёкие галактики, к тому же довольно слабые по блеску. Так что не будем на них останавливаться сейчас, а расскажем про объекты Мессье.

Шаровое звёздное скопление М56

Первый − это шаровое скопление М56. Оно не столь плотное, концентрация звёзд в нём относится к классу X (10) из 12-ти, по классификации шаровых скоплений, т.е. почти самый минимальный. Звёздное население в нём вполне стандартно для шаровых скоплений. Можете посмотреть статью по шаровому скоплению М5, там описано какие звёзды преобладают в шаровых скоплениях. К слову, в Лире также находится переменная звезда RR Лиры, которая дала название целому классу переменных звёзд. И эти звёзды часто встречаются в шаровых скоплениях.

M57 Кольцо

Второй объект − это планетарная туманность М57 (Кольцо). В ней хорошо заметна яркая вытянутая структура по краям, а вот блеск центральной звезды в настоящее время упал до +15m. Внешние слои умершей звезды продолжают разлетаться со скоростью в десятки км/с. Подробнее о планетарных туманностей можно прочитать в статье «Туманности и их виды».

В. Грибков

Компоненты системы и переменность

Пара, как полагали прежде, состоит из одного сверхгиганта спектрального класса F и массивного тусклого затмевающего компонента, точная природа которого не была известна. В 1985 году была предложена модель, что это может быть диск из пыли, который может окружать единственную звезду или вторую двойную систему[7[7]Эти два компонента затмевают друг друга каждые 27,1 лет, и каждое затмение длится приблизительно два года[1[10]Примерно в середине затмения система немного увеличивает свою яркость. Это указывает на присутствие отверстия в центре затмевающего диска. Сверхгигант окружён диском из пыли на расстоянии почти тридцать а. е., что соответствует расстоянию от планеты Нептун до Солнца.[1[11]/p>

Видимый компонент

Видимый компонент, Эпсилон Возничего A

, — полуправильный пульсирующий сверхгигант спектрального класса F0[7[7]Он имеет размер 100—200 солнечных радиусов, и является в 40 000 — 60 000 раз более ярким, чем Солнце. Если бы подобная звезда была на месте Солнца, она бы поглотила Меркурий и, возможно, Венеру. Звезды класса F имеют белый цвет и демонстрируют сильные ионизированные линии поглощения кальция и слабые линии поглощения водорода. Звёзды класса F более горячи, чем звезды, подобные Солнцу (которое является звездой класса G)[1[12]Типичными представителями класса F являются Процион[1[13]самая яркая звезда в созвездии Малого Пса, и Канопус, вторая по блеску звезда ночного неба и самая яркая в созвездии Киля[1[14]/p>

Затмевающий компонент

Затмевающий компонент испускает незначительное количество света, и невидим невооруженным глазом (для поиска необходим телескоп). Однако, в центре объекта была обнаружена горячая область. Точная форма затмевающего компонента не известна. Гипотезы относительно природы этого второго объекта были предложены в работах, указанных в[7[7]Три из них привлекли пристальное внимание научного сообщества.

Первая гипотеза была выдвинута в 1937 году астрономами Джерардом Койпером, Отто Струве, и Бенгтом Стрёмгреном, которые предположили, что Эпсилон Возничего является двойной системой, содержащей сверхгигант спектрального класса F2 и чрезвычайно холодную «полупрозрачную» звезду, которая полностью затмевает своего компаньона. Однако затмевающая звезда рассеяла бы свет, излучаемый компаньоном, и привела бы к наблюдаемому уменьшению величины яркости. Рассеянный свет был бы обнаружен на Земле как звезда, видимая невооруженным глазом, хотя этот свет и был бы значительно ослаблен[7[7]Вот как эта гипотеза описывалась ещё в 1986 году в книге Ф. Ю. Зигеля «Сокровища звездного неба»:

Тщательный анализ спектра и кривой блеска ε Возничего, проведенный в 1937 г. известными американскими астрофизиками Д. Койпером, О. Струве и Б. Стремгреном, привел их к поразительным выводам.

Система ε Возничего состоит из двух звезд — видимой и невидимой. Та, которую мы видим в созвездии Возничего как желтоватую звезду в среднем почти 4m,— огромный сверхгигант с температурой поверхности 6 600К. Эта звезда в 36 раз массивнее Солнца и в 190 раз больше его по диаметру. Но её размеры совершенно меркнут по сравнению с размерами второй звезды, самой большой из всех, какие мы только знаем. Её диаметр в 2 700 раз больше солнечного. Внутри её свободно уместились бы орбиты всех планет, от Меркурия до Сатурна включительно. …

Несмотря на чудовищные размеры второго компонента, его светимость мала и почти равна солнечной. Видимый блеск величайшей из звезд близок к 16m, а угловое расстояние её от соседа 0,03″. Учитывая огромную разность в видимом блеске компонентов, «разделить» эту пару оптически пока не представляется возможным.

Почему же при неимоверно больших размерах звезда Эпсилон А имеет такую ничтожную светимость? Секрет, оказывается, в том, что эта звезда очень холодная (1 600K на поверхности) и её излучение в основном лежит в невидимом инфракрасном диапазоне. К тому же её средняя плотность настолько мала, что Эпсилон А прозрачна; потому-то во время затмений этой звездой её спутника никаких изменений в спектре не происходит. Но почему же тогда все же колеблется блеск Эпсилон В?

По мнению американских ученых, Эпсилон В, излучающая света в 10 000 раз больше, чем Солнце, ионизует ближайшие к ней самые внешние слои инфракрасной звезды Эпсилон А. Образующееся «ионизационное пятно» при движении Эпсилон В перемещается по поверхностным слоям атмосферы Эпсилон А. Когда первая из звезд окажется сзади второй и «ионизационное пятно» загородит её от земного наблюдателя, блеск звезды Эпсилон В ослабевает, так как ионизованные газы менее прозрачны, чем неионизованные. Это остроумное объяснение полностью соответствует всем данным наблюдений. Вот как много сведений можно получить из анализа лучей света.

— Ф.Ю Зигель [a[astrobooks.narod.ru/zigel/1/zigel1.htm «Сокровища звездного неба: Путеводитель по созвездиям и Луне.» — М.: Наука, 1986]

Американский астроном Су-Шу Хуан (Su-Shu Huang) в 1965 году опубликовал работу, которая обрисовала в общих чертах дефекты модели Койпера-Струве-Стрёмгрена, и предложил, что компаньон является дисковой системой, видимой с Земли с ребра[7[7]Роберт Вильсон в 1971 году предположил, что в диске существует отверстие, которое является возможной причиной внезапного увеличения яркости системы в середине затмения[7[7]В 2005 система наблюдалась в ультрафиолетовом диапазоне с помощью телескопа FUSE. Поскольку система не испускала энергию в темпе, который характерен для таких объектов, как двойная система с нейтронной звездой Циркуль X-1 или двойная система с черной дырой как Лебедь X-1, объект, занимающий центр диска, вряд ли будет чем-то похожим; напротив, было предположено, что центральный объект — звезда спектрального класса B5[7[7]Радиус диска оценивается в 3,8 а. е., толщина — в 0,475 а. е., а температура 550±50 K[1[1]/p>

Дополнительные компоненты

Также в системе присутствуют и другие звезды, чьи параметры приведены в таблице[5[5]p>

Свойства

Так как Эпсилон Эридана — звезда ближайшая, ее могли хорошо изучить. Если посмотреть на созвездие, то ее можно увидеть в его северной части. По системе звездной классификации Эпсилон получает класс K2 V, она является карликом оранжево-красного цвета, и это вторая такая ближайшая звезда после бета Альфа Центавры. Обнаружено, что в хромосфере очень много железа, если сравнивать с Солнцем, то 74 %.

Вот так представляет систему художник.

В представленном видеоролике есть еще некоторая интересная информация о звезде.

У звезды очень большая магнитная активность, хромосфера довольно динамична. По сравнению с нашим светилом средняя напряженность магнитного поля Эпсилона больше 40. В среднем вращается вокруг собственной оси в течение 11 земных суток. У хромосферы довольно высокая активность, магнитное поле сильное, скорость вращения сравнительно быстрая — все эти характеристики как раз подходят молодой звезде.

Считается, что Эпсилону меньше миллиарда лет, но не менее 200 и не более 800 млн. Вокруг звезды при помощи телескопа можно увидеть пыль, а также считается, что данная пыль окружает Эпсилон точно так же, как в Солнечной системе пояс Койпера. Также есть вероятность, что в поясе может находиться водяной лед.

Условия наблюдения

Астероидные пояса

Астероидные пояса в системе Эпсилон Эридана

Снимок пылевых пылевых частиц вокруг Эпсилон Эридана (выше центра) в субмиллиметровом диапазоне длин волн. Самые яркие области указывают на регионы с наибольшей концентрацией пыли.

Впервые астероидный пояс вокруг звезды Эпсилон Эридана был обнаружен в 1988 году. Ученых поразила схожесть этого пояса с знаменитым Поясом Койпера, который находится в Солнечной системе. Астрономы выявили, что пояс в системе Эпсилон Эридана находится примерно на том же расстоянии от звезды, что и Пояс Койпера, от нашего Солнца. Дополнительные исследования показали, что в поясе астероидов вокруг Эпсилон Эридана содержится в тысячу раз больше космической пыли, чем во всей Солнечной системе. Это еще раз указывает на сильное магнитное поле данной звезды.

В 2008 году группа американских ученых подтвердила наличие не одного, а сразу двух астероидных поясов вокруг Эпсилона Эридана. Первый находится на расстоянии 3-х астрономических единиц, второй – 20-ти а.е.

Любительское небо

Национальный научный фонд США выделил AAVSO трехлетний грант на финансирование проекта, разработанного для изучения затмения в системе Эпсилона Возничего в 2009—2011 гг.[1[17][18][19]роект, названный «Любительское небо»[2[20]Citizen Sky), организует наблюдения затмения и возможность сообщить о полученных сведениях в центральную базу данных. Кроме того, участники могут помочь проанализировать данные, проверяя свои собственные теории и публикуя оригинальные статьи об исследованиях в рецензируемом астрономическом журнале.

Наличие экзопланет

Эпсилон Эридана b

На сегодняшний день считается, что вокруг звезды Эпсилон Эридана вращается как минимум две экзопланеты. Это Эпсилон Эридана b и Эпсилон Эридана c. Однако далеко не все ученые разделяют это мнение. Тем не менее, на основании данных полученных благодаря космическому телескопу Хаббл, а также ряда других исследований, большинство астрономов сходится во мнении, что такие планеты имеют место быть.

Считается, что Эпсилон Эридана b имеет массу чуть больше знакомого нам Юпитера, и вращается вокруг звезды на среднем расстоянии 3,3 астрономических единицы. Вторая планета – Эпсилон Эридана c, предположительно вращается на расстоянии 40-ти астрономических единиц от звезды, а ее масса составляет всего 10% от массы нашего Юпитера.

А Вы смотрели: Юпитер и Венера сравнение их параметров

Примечания

1. ↑ 1234567
   [w[www.citizensky.org/sites/default/files/SystemPropertiesTable.png System Properties Table (Citizen Sky)][w[www.webcitation.org/66v3wSyoj Архивировано из первоисточника 14 апреля 2012]
2. [s[simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=HD+31964 SIMBAD]англ.). — Аль Анз в базе данных SIMBAD. Проверено 7 января 2010.
3. [w[www.icoproject.org/star.html Имена звёзд, происходящие из арабского языка.]англ.)
4. Richard Hinckley Allen.
   Auriga, the Charioteer or Wagoner // [p[penelope.uchicago.edu/Thayer/E/Gazetteer/Topics/astronomy/_Texts/secondary/ALLSTA/Auriga*.html Star Names — Their Lore and Meaning]— 1899. (англ.)
5. ↑ 12
   [w[www.alcyone.de/SIT/mainstars/SIT000266.htm Al Anz на Alcyone]англ.)
6. [w[www.citizensky.org/content/star-our-project The «Star» of Our Project]англ.)
7. ↑ 12345678910111213
   [w[www.aavso.org/vstar/vsots/eps_aur.shtml Variable Star of the Season, January 2008 Epsilon Aurigae]англ.)
8. [w[www.aavso.org/vstar/price-iya08.pdf Citizen Science: The International Year of Astronomy]International Year of Astronomy
   . en:American Astronomical Society (2008). [w[www.webcitation.org/66v3wx5n3 Архивировано из первоисточника 14 апреля 2012](англ.)
9. [s[spitzer.caltech.edu/news/1036-ssc2010-01-Centuries-Old-Star-Mystery-Coming-to-a-Close Centuries-Old Star Mystery Coming to a Close]Whitney Clavin, Jet Propulsion Laboratory, 5 January 2010 (англ.)
10. [w[www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/almaaz.html Almaaz]STARS
    (2008). [w[www.webcitation.org/66v3yesEx Архивировано из первоисточника 14 апреля 2012](англ.)
11. [s[solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=Facts Uranus: Facts & Figures]Solar System Exploration
    . National Aeronautics and Space Administration (2007). [w[www.webcitation.org/610cCqcz9 Архивировано из первоисточника 17 августа 2011](англ.)
12. [h[hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/Hbase/starlog/staspe.html Star Spectral Classification]HyperPhysics
    . Georgia State University (2001). [w[www.webcitation.org/66v3z5WSl Архивировано из первоисточника 14 апреля 2012](англ.)
13. [s[simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Procyon&submit=SIMBAD+search Database entry for Procyon AB]SIMBAD
    . Centre de Données astronomiques de Strasbourg (2008). [w[www.webcitation.org/66v3zVbqT Архивировано из первоисточника 14 апреля 2012](англ.)
14. [s[simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=name+canopus Database entry for Canopus]SIMBAD
    . Centre de Données astronom iques de Strasbourg. [w[www.webcitation.org/66v40e96A Архивировано из первоисточника 14 апреля 2012](англ.)
15. [m[mysite.du.edu/~rstencel/epsaur.htm The Epsilon Aurigae Eclipse Campaign Homepage][w[www.webcitation.org/66v41YH24 Архивировано из первоисточника 14 апреля 2012](англ.)
16. [w[www.skyandtelescope.com/observing/home/51804622.html?imw=Yl Epsilon Aurigae’s Eclipse Begins]едоступная ссылка — история
    ). (англ.)
17. [w[www.wired.com/wiredscience/2009/08/citizensky/ Wired.com: Reach for the Citizen Sky][w[www.webcitation.org/66v424oXL Архивировано из первоисточника 14 апреля 2012](англ.)
18. [w[www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=8578 Astronomy.com: Citizen Sky investigates Epsilon Aurigae][w[www.webcitation.org/66v42msUd Архивировано из первоисточника 14 апреля 2012](англ.)
19. [a[astronomy2009.org/news/updates/438/ International Year of Astronomy: Citizen Sky Invites Public to Help Resolve a Stellar Mystery][w[www.webcitation.org/66v43hnIc Архивировано из первоисточника 14 апреля 2012](англ.)
20. [w[www.citizensky.org Citizen Sky]hree-year citizen science project focused on Epsilon Aurigae (англ.)