Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Мю Лебедя — Википедия
Википедия

Мю Лебедя

Мю Лебедя (μ Лебедя, Mu Cygni, μ Cygni, сокращ. Mu Cyg, μ Cyg) — двойная звезда[11] в северном созвездии Лебедя, расположенная прямо на границе с созвездием Пегас, в 3,1° к северу от Каппы Пегаса. Мю Лебедя имеет видимую звёздную величину +4.49m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на городском небе (англ. City sky).

Мю Лебедя
Двойная звезда
Cygnus constellation map ru lite.png
Red circle.svg
StarArrowUL.svg
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 21ч 44м 8,58с[1]
Склонение 28° 44′ 33,46″[1]
Расстояние 72,1±0,4 св. года (22,1±0,1 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 4.49[2]
Созвездие Лебедь
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +16,95[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +257,012[1] mas в год
 • склонение −239,009[1] mas в год
Параллакс (π) 45.2207 ± 0.2383[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 2.75[2]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F6V+G2V[4]
Показатель цвета
 • B−V +0,512 ± 0,007[2]
Физические характеристики
Масса 1,35 M☉
Возраст 3,46 млрд. или 7,11 млрд.[5] лет
Светимость 2 L☉
Элементы орбиты
Период (P) 789[6] лет
Большая полуось (a) 5.32[6]″
Эксцентриситет (e) 0.66[6]
Наклонение (i) 75.5[6]°v
Узел (Ω) 110.1[6]°
Эпоха периастра (T) 1958.0[6]
Аргумент перицентра (ω) 145.7[6]
Коды в каталогах
Ba Мю Лебедя, Mu Cygni, Mu Cyg
BD +28 4169, CCDM J21442+2845AB, HIC 107310, HIP 107310, 2MASS J21440853+2844336, IDS 21397+2817 AB, WDS J21441+2845AB[7]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Gaia[1], известно, что звезда удалена примерно на 72,1 св. лет (22,1 пк) от Земли. Звезда наблюдается севернее 62° ю. ш., то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды. Лучшее время для наблюдения — август[12].

Средняя пространственная скорость Мю Лебедя имеет компоненты (U, V, W)=(−5.24, 3.29, −42.5)[13], что означает U=−5,24 км/с (движется по направлению от галактического центра), V=3,29 км/с (движется по направлению галактического вращения) и W=−42,5 км/с (движется в направлении галактического южного полюса). Мю Лебедя движется не очень быстро относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость практически равна 18 км/с[12], что в 2 раз больше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. По небосводу звезда движется на юго-восток[14].

Имя звездыПравить

Мю Лебедя (латинизированный вариант лат. Mu Cygni) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[14]. Хотя звезда и имеет обозначение μ (Мю — 12-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 26-я по яркости в созвездии. 78 Лебедя (латинизированный вариант лат. 78 Cygni) является обозначением Флемстида[14].

Обозначения остальных компонентов как Мю Лебедя AB, AС, AD, AF, AG, BD, DE и DG вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[15].

Свойства двойной звездыПравить

Мю Лебедя— это широкая пара звёзд: в телескоп видно, что это две звезды, блеск которых + 4,75m и +6,18m[4]. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в 5,32 "[6][16], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 118 а.е. и периоду обращения по крайней мере, 789 лет[17] (для сравнения радиус орбиты Плутон равен 39,5 а.е. и период обращения равен 247,9 лет, то есть Мю Лебедя B находится в 3 раза дальше). У орбиты довольно большой эксцентриситет, который равен 0.66[6]. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 40,12 а.е., то удаляются на расстояние 195,88 а.е. Наклонение в системе не очень велико м составляет 75,5°[6], как это видится с Земли. Эпоха периастра, то есть год, когда звезды приблизились друг к другу на минимальное расстояние — 1958 год.

Если мы будем смотреть со стороны Мю Лебедя A на Мю Лебедя B, то мы увидим жёлтую звёздочку, которая светит с яркостью от −19,13m до −15,65 m, то есть с яркостью от 360 до 14,64 Лун в полнолуние в зависимости от положения звезды на орбите. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — 0,0049°[b] (в среднем), то есть в 102 раза меньше нашего Солнца. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Мю Лебедя B на Мю Лебедя A, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью −20,56m до −17,09m, то есть с яркостью от 1345 до 54,66 Лун в полнолунии. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — 0,0085°[b], то есть в 59 раз меньше нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

В периастре (39,5 а.е.) В апоастре (195 9 а.е.)
m L  L ⨀  % D″[b] D ⨀  % m L  L ⨀  % D″[b] D ⨀  %
A→B -19,13 360 0,09 % 52,5 3 % -15,65 14,64 0,00366 % 10,6 0,59 %
B→A -20,56 1345 0,34 % 100,5 5,1 % -17,09 54,66 0,01 % 18,4 1,0 %

Возраст системы Мю Лебедя оценён очень неконкретно: с одной стороны для звезды Мю Лебедя A возраст указан как 3,46 млрд.[5], с дрцгой стороны для звезды Мю Лебедя B возраст указан как 7,11 млрд.[5]. Однако, зная, что возраст пары звёзд должнн быть одинаковый, а также зная, что звёзды с массой 1,31  M ⨀  [5] живут на главной последовательности порядка 4,7 млрд. лет, первое значение возраста представляется более верным. Таким образом, у звезды Мю Лебедя A осталось очень не много времени (~1,0 млрд. лет), прежде чем она откажется от ядерного синтеза в своём ядре и превратится сначала в субгиганта, затем станет красным гигантом, а затем сбросив свои внешние оболочки в виде планетарной туманности станет белым карликам.

Мю Лебедя демонстрирует лёгкую переменность: во время наблюдений яркость звезды меняется на несколько сотых величин, но без какой-либо периодичности, тип переменной также не установлен[18], хотя скорее всего она является переменной звездой типа Дельты Щита. Звезды подобного класса являются представителями галактического диска (плоская компонента) и феноменологически близки к переменным типа SX Феникса[19].

Свойства компонента AПравить

Мю Лебедя A — карлик спектрального класса F6V[4][c], что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6354 К[5], что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет звезды спектрального класса F.

Масса звезды обычна для карлика и составляет 1,31  M ⨀  [5], но велика для её спектрального класса F6, для которого более характерны массы на 10 % меньше. В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1922 году. Угловой размер звезды тогда был оценён в 1,2 mas, а это значит, что на таком расстоянии её абсолютный радиус равен 1,1  R ⨀  [20], что как мы знаем сегодня было в 1,7 раза меньше истинного диаметра. Вторая попытка была предпринята в 1969 году: тогда угловой размер звезды тогда был оценён в 0,66 mas, а это значит, что её абсолютный радиус был снова оценён в 1,1  R ⨀  [21]. Сейчас мы знаем, что радиус звезды составляет 1,88  R ⨀  [8], что очень много для звезды её спектрального класса, для которого более характерны радиусы звёзд на две третьих меньше. Светимость звезды так же велика для карлика и составляет 6,0  L ⨀  [5], однако и радиус и светисость вполне нормальны для звезды наводящейся с стадии перехода к субгиганту. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,45 а. е., то есть примерно в поясе астероидов, а более конкретно туда, где находится астероид Парфенопа. Причём с такого расстояния Мю Лебедя A выглядела бы на 18 % меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,41°[b] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Звезда имеет поверхностную гравитацию 3,93 СГС[5] или 85,1 м/с2, то есть почти втрое меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2), что, по-видимому, может объясняться большой поверхностью звезды, переходящей к стадии субгиганта. Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, но Мю Лебедя A имеет значение металличности почти на половину меньше, чем на Солнце: содержание железа в ней относительно водорода составляет 69,2 %[5], что позволяет предположить, что звезда пришла из других областей Галактики, где было меньше металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря менее плотному звёздному населению и меньшему количеству сверхновых звёзд. Скорость вращения у Мю Лебедя A почти в шесть раз больше солнечной и равна 11,6 км/с[5], что даёт период вращения звезды — 8,4 дня.

Свойства компонента BПравить

Мю Лебедя B — жёлтый карлик солнечного спектрального класса G2V[4] , что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 5998 К[5], что придаёт ей характерный жёлтый цвет звезды спектрального класса G. Масса звезды, характерна для звезды спектрального класса G2 и равна 0,99  M ⨀  [5].

В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и такая попытка была сделана в 1973 году. Его абсолютный радиус был оценён в 1,0  R ⨀  [21], который, характерен для жёлтых карликов спектрального класса G2, но в то же время на 10 % меньше, чем у Мю Лебедя B. Светимость звезды также оказалась великовата для звёзд спектрального класса G2, она равна 1,4  L ⨀  [5]. Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 1,18 а.е., то есть примерно на 18 % дальше, чем в Солнечной системе расположена Земля. Причём с такого расстояния, Мю Лебедя B выглядела бы в практически как наше Солнце, каким мы его видим с Земли — 0,49° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°)[b].

Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,33 СГС[5] или 213,8 м/с2, то есть почти на четверть меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2). Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, но Мю Лебедя B имеет значение металличности почти на половину меньше, чем на Солнце: содержание железа в ней относительно водорода составляет 57,5 %[5]. Скорость вращения у Мю Лебедя A втрое выше солнечной и равна 6,4 км/с[5], что даёт период вращения звезды — 8,8 дня.

Предполагая, что эволюция жизни на углеродной основе, носит универсальный характер и полагая, что в космосе действуют те же законы, что и на Земле, можно сказать, что на планете аналогичной Земле у Мю Лебедя B эволюция находится на стадии протерозоя, а более конкретно на стадии неопротерозой. На планете уже существуют многоклеточные организмы которые формируют некое подобие твёрдой оболочки или скелета, а также начали формироваться грибы. Однако, никаких планет у звезды, пока, не обнаружено.

История изучения кратности звездыПравить

В 1823 году В. Я. Струве, открыл, что Мю Лебедя является, как минимум четырёхкратной звездой, то есть открыл компоненты AB, AD и BD и звёзды вошли в каталоги как STF2822[d]. Однако звезда наблюдалась с 1777 года У. Гершелем и он является открывателем двойственности звезды[17]. Затем в 1878 году было определено, что звезда является пятикратной, то есть был открыл компонент AC. В 1907 году английский астроном Т. Эспин определил, что компонент D сам является спектрально-двойной звездой, то есть был открыт компонент DE и звёзды вошли в каталоги как ES 521[e]. В 1999 году у звезды были открыты ещё 3 компонента AF, AG и DG. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[19][22]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента II
AB 1777 726 108° 11.0″ 4.75m 6.18m
1823 109° 5,6″
1994 305° 2,1″
2018 321° 1.6″
AC 1878 16 263° 35,3″ 4.75m 12.93m
1987 289° 68,2″
2012 292° 76.6″
AD 1800 54 62° 216.5″ 4.75m 6.94m
1823 61° 217,4″
1956 52° 199″
2014 44° 196.9″
AF 1999 3 73° 113.7″ 4.75m 12.64m
2012 72° 111.5″
AG 1999 3 73° 170.3″ 4.75m 13.77m
2012 72° 170.3″
BD 1823 24 60° 213.9″ 6.18m 6.94m
1902 61° 54″
1909 53° 204,7″
2014 45° 196.7″
DE 1907 7 270° 14.3″ 6.94m 13.13m
2015 286° 17.50″
DG 1999 3 166° 93.5″ 6.94m 13.77m
2015 164° 89.60″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Мю Лебедя есть спутник (компонент AB), звезда 6-ой величины, находящийся на очень малом угловом расстоянии, которое он изменил, двигаясь по эллиптической орбите, в течение последних почти 250 лет и он, несомненно, настоящий компаньон.

Рядом находится, звезда 13-й величины (компонент AC), находящаяся на угловом расстоянии 76,6 секунд дуги у которой известен каталожный номер — UCAC3 238-289775[23]. У звезды известен параллакс, и судя по нему звезда находится на расстоянии порядка 3200 св. лет, и соответственно она в систему Мю Лебедя она не входит, являясь просто фоновой звездой, лежащей на линии прямой видимости. Также рядом находится, звезда 7-й величины (компонент AD), находящаяся на угловом расстоянии 196,9 секунд дуги, сама являющаяся спектрально-двойной звездой, у которой также известен каталожный номер — HD 206874[24]. У звезды известен параллакс, и судя по нему звезда находится на расстоянии порядка 270 св. лет, и соответственно она также в систему Мю Лебедя не входит, являясь просто фоновой звездой, лежащей на линии прямой видимости.

Судя по спектру звезды e есть ещё два компонента (компоненты AF и AG) звезды 13-ой и 14-ой звёзды величины, находящаяся на угловом расстоянии 111,5 секунд дуги и 168,1 секунд дуги, соответственно. Если эти данные верны, то сама система Мю Лебедя будет как минимум четырёхкратной звездой, а сами компоненты должны быть, судя по их светимостям, красными карликами.

Примерно то же самое можно сказать и о компонентах DE и DG звездых 13-ой и 14-ой звёзды величины, находящаяся на угловом расстоянии 17,5 секунд дуги и 89,6 секунд дуги от первичной звезды, соответственно. У компонента DE известен каталожный номер — UCAC3 238-289844[25], а также известен параллакс, и судя по нему, звезда находится на расстоянии порядка 2700 св. лет, и соответственно она также в систему Мю Лебедя не входит, являясь просто фоновой звездой, лежащей на линии прямой видимости. Однако, пара DE может быть настоящей парой звёзд. Звёзды удалены друг от друга на расстояние не менее 1000 а.е. и с учётом того, что карлик спектрального класса А5 имеет массу, примерно, 1,7  M ⨀  , им потребуется по меньшей мере 24 000 лет для того чтобы сделать один оборот друг вокруг друга[17] Также и компонент DG может быть спектрально-двойной звездой, а сам компонент G должен быть, судя по светимости, красным карликом.

Ближайшее окружение звездыПравить

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[26] от звезды Мю Лебедя (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5m) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд):

Звезда Спектральный класс Расстояние, св. лет
Тау Лебедя F0 IV0 IV 14.52
Эпсилон Лебедя K0 III 16.98
15 Пегаса F5 V-VI 17.35

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё 12 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 2 белых карлика, которые в список не попали.

ПримечанияПравить

Комментарии
  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    δ = 2 arctan ⁡ ( R S d S )  , где RS — радиус звезды, выраженный в а. е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а. е.
  3. ↑ В XX веке Мю Лебедя классифицировалась как F4V[13], что указывает на то, что звезда классифицировалась как несколько более горячая
  4. ↑ STF — ссылка на каталог В. Я. Струве, 2822 — номер записи в его каталоге
  5. ↑ ES — ссылка на каталог Т. Эспина, 521 — номер записи в его каталоге
Источники
  1. ↑ 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.) Т. 616, DOI 10.1051/0004-6361/201833051  Gaia DR2 record for this source Архивная копия от 8 октября 2021 на Wayback Machine at VizieR
  2. ↑ 1 2 3 4 Anderson, E. & Francis, Ch. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation, Astronomy Letters (англ.) Т. 38 (5): 331, DOI 10.1134/S1063773712050015 
  3. ↑ Maldonado, J.; Martínez-Arnáiz, R. M.; Eiroa, C. & Montes, D. (October 2010), A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 521: A12, DOI 10.1051/0004-6361/201014948 
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I. & Douglass, Geoffrey G. (December 2001), The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog, The Astronomical Journal (англ.) Т. 122 (6): 3466–3471, DOI 10.1086/323920  Vizier catalog entry Архивная копия от 7 апреля 2017 на Wayback Machine
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 Luck, R. Earle. Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2017. — Vol. 153, no. 1. — P. 21. — doi:10.3847/1538-3881/153/1/21. — Bibcode: 2017AJ....153...21L. — arXiv:1611.02897.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H. & Fekel, F. C. (2004), SB9: The Ninth Catalogue of Spectroscopic Binary Orbits, Astronomy & Astrophysics (англ.) Т. 424 (2): 727–732, DOI 10.1051/0004-6361:20041213 
  7. ↑  (англ.) * mu. Cyg -- Double or multiple star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401507614&Name=*%20mu.%20Cyg&submit=submit>. Проверено 9 декабря 2019. 
  8. ↑ 1 2 3 4 Fuhrmann, Klaus. Nearby stars of the Galactic disc and halo - V (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2011. — Vol. 414, no. 4. — P. 2893. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18476.x. — Bibcode: 2011MNRAS.414.2893F.
  9. ↑ 1 2 3 4  (англ.) * mu.01 Cyg -- High proper-motion Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=mu.01+Cyg>. Проверено 8 декабря 2019. 
  10. ↑  (англ.) * mu.02 Cyg -- High proper-motion Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=mu.02+Cyg>. Проверено 8 декабря 2019.  Архивная копия от 7 ноября 2021 на Wayback Machine
  11. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. A catalogue of multiplicity among bright stellar systems (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — Vol. 389, no. 2. — P. 869. — doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. — Bibcode: 2008MNRAS.389..869E. — arXiv:0806.2878. Vizier catalog entry Архивная копия от 8 мая 2016 на Wayback Machine
  12. ↑ 1 2 HR 8309  (рус.). Каталог ярких звезд.
  13. ↑ 1 2 Mu Cygni (англ.). Internet Stellar Database.
  14. ↑ 1 2 3 Mu Cygni (78 Cygni A) Star Facts (англ.). Universe Guide.
  15. ↑  (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets, arΧiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. 
  16. ↑ Malkov, O. Yu.; Tamazian, V. S.; Docobo, J. A. & Chulkov, D. A. (October 2012), Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries, Astronomy & Astrophysics (англ.) Т. 546 (A69): A69, DOI 10.1051/0004-6361/201219774 
  17. ↑ 1 2 3 MU CYG (Mu Cygni) (англ.). Jim Kaler, Stars. Дата обращения: 4 января 2020. Архивировано 19 сентября 2020 года.
  18. ↑ NSV 25756 (англ.). ГАИШ.
  19. ↑ 1 2 m1 Cygni (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 4 января 2020. Архивировано 26 января 2020 года.
  20. ↑ CADARS catalog entry: recno=10045 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  21. ↑ 1 2 CADARS catalog entry: recno=10043 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  22. ↑ STF2822: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обращения: 4 января 2020. Архивировано 1 января 2015 года.
  23. ↑  (англ.) UCAC3 238-289775 -- Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401507613&Name=UCAC3%20238-289775&submit=submit>. Проверено 28 декабря 2019. 
  24. ↑  (англ.) HD 206874 -- Spectroscopic binary, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401507615&Name=HD%20206874&submit=submit>. Проверено 28 декабря 2019. 
  25. ↑  (англ.) UCAC3 238-289844 -- Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=UCAC3+238-289844&submit=submit+id>. Проверено 28 декабря 2019. 
  26. ↑ Stars within 20 light-years of Mu Cygni: (англ.). Internet Stellar Database.

СсылкиПравить

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Мю_Лебедя&oldid=124129978