IK 페가수스

IK Pegasi
IK 페가수스
Location of IK Pegasi.png
IK 페가수스의 위치.
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 페가수스
우측 상승 21h 26m 26.66066s[1]
탈위임 +19° 22′ 32.3169″[1]
겉보기 크기 (V) 6.08[2]
특성.
A
스펙트럼형 A8m:[3] 또는 kA6HA9mF0[4]
U-B색지수 0.03[5]
B-V색지수 0.235±0.009[2]
변수형 델타 스쿠티[3]
B
스펙트럼형 DA[6]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)-9.7±0.2km[2]/s
고유 운동 (μ) RA: +80.964[1]mas/yr
Dec.: +16.168mas[1]/yr
시차 (π)21.1287 ± 0.1410[1] 마스
거리154 ± 1 리
(47.3 ± 0.3 pc)
절대치수 (MV)2.75[2]
세부 사항
A
미사1.65[7] M☉
반지름1.47+0.07
−0.09[1] R☉
루미도6.568±0.051[1] L☉
표면 중력 (log g)4.25[7] cgs
온도7,624+237
−181[1] K
금속성117[7][8]
회전 속도 (v sin i)< 32.5km[8]/s>
나이마이어 50-600[7]
B
미사1.15[9] M☉
반지름0.006[6] R☉
루미도0.12[nb 1] L☉
표면 중력 (log g)8.95[6] cgs
온도35,500[9] K
기타 지정
AB: IK Peg, BD+18° 4794, HD 204188, HIP 105860, HR 8210, SAO 107138.[5]
B: WD 2124+191, EUVE J2126+193.[10][11]
데이터베이스 참조
심바드자료

IK 페가수스자리(또는 HR 8210)는 페가수스자리에 있는 이진 항성계통이다.그것은 태양계에서 약 154광년 떨어진 거리에 있는, 도움을 받지 않은 눈으로 볼 수 있을 만큼 충분히 밝다.

1차(IK Pegasi A)는 A형 주계열성으로, 미세한 펄스를 발광성으로 표시한다.델타 스쿠티 변광성(Delta Scuti variable star)으로 분류되며 하루 약 22.9회 반복되는 광도변동 주기(luminity difference)를 갖는다.[7]그것의 동반자 (IK Pegasi B)는 거대한 백색 왜성으로, 주요 순서를 지나 진화했고 더 이상 핵융합을 통해 에너지를 생성하지 않는 별이다.그들은 평균적으로 약 3100만 킬로미터 또는 1,900만 마일 또는 0.21 천문단위(AU)의 분리로 21.7일마다 서로를 공전한다.이것은 태양 주위의 수성의 궤도보다 작다.

IK Pegasi B는 가장 가까운 것으로 알려진 초신성 시조 후보군이다.원전이 적색 거성으로 진화하기 시작하면 백색 왜성이 확장된 기체 봉투에서 물질을 축적할 수 있는 반경까지 성장할 것으로 예상된다.백색 왜성이 태양 질량 1.4의 찬드라세카르 한계()M☉[12]에 접근하면, 이아형 초신성으로 폭발할 수 있다.[13]

관찰

이 항성계는 1862년 Bonner Durchmusterung("Bonn Astrometric Survey")에서 BD +18°4794B로 분류되었다.그것은 후에 피커링의 1908년 하버드 수정 포토메트릭 카탈로그에 HR 8210으로 등장했다.[14]"IK Pegasi"라는 명칭은 프리드리히 W. Argelander가 도입한 가변성 명명법의 확장된 형태를 따른다.[15]

이 별의 분광학적 특징을 조사해 본 결과, 이항성계의 특징적인 흡수선 이동 현상이 나타났다.이 변화는 그들의 궤도가 관측자로부터 멤버 별들을 이동시키고 나서 관찰자로부터 멀어질 때 생성되어 선 형상의 파장에 도플러 이동을 생성한다.이 시프트의 측정은 천문학자들이 개별 성분을 분해할 수 없음에도 불구하고 적어도 하나의 항성의 상대 궤도 속도를 결정할 수 있게 한다.[16]

1927년 캐나다 천문학자 윌리엄 E. 하퍼는 이 기술을 사용하여 이 단일선 분광 이진의 기간을 측정하여 21.724일로 결정했다.그는 또한 처음에 궤도 이심률을 0.027로 추정했다. (Later 추정치는 원궤도에 대한 값인 본질적으로 이심률은 0이었다.)[13]속도 진폭은 41.5 km/s로 측정되었는데, 이는 태양계까지의 가시선을 따라 1차 구성 요소의 최대 속도다.[17]

IK 페가수스 시스템까지의 거리는 지구가 태양 주위를 공전할 때 이 시스템의 작은 시차 이동을 관찰함으로써 직접 측정할 수 있다(더 먼 항성 배경에 반대).이 변화는 히파르코스 우주선에 의해 정밀하게 측정되었고, 거리 추정치는 150광년(정확도 ±5광년)이었다.[18]같은 우주선이 이 시스템의 적절한 움직임도 측정했다.이것은 공간을 통한 움직임 때문에 하늘을 가로지르는 IK Pegasi의 작은 각도 운동이다.

이 시스템의 거리와 적절한 움직임의 조합은 IK Pegasi의 횡속도를 16.9 km/s로 계산하는 데 사용할 수 있다.[nb 2]세 번째 성분인 태양 중심 방사상 속도는 항성 스펙트럼의 평균 적색 이동(또는 청색 이동)으로 측정할 수 있다.항성 방사형 벨로시티의 일반 카탈로그에는 이 시스템에 대한 방사상 속도가 -11.4 km/s이다.[19]이 두 움직임의 조합은 태양에 대한 20.4 km/s의 공간 속도를 제공한다.[2]

허블 우주 망원경을 사용하여 이 이 이진의 개별 구성 요소를 촬영하려는 시도가 있었지만, 이 별들은 너무 가까이 있어서 분해할 수 없는 것으로 판명되었다.[20]최근 극자외선 탐사 우주 망원경으로 측정한 결과 궤도 주기가 21.72168 ± 0.00009일로 더 정확해졌다.[10]이 시스템의 궤도면 기울기는 지구에서 볼 수 있는 것처럼 거의 에지온(90°)에 가까운 것으로 생각된다.만약 그렇다면 일식을 관찰하는 것이 가능할지도 모른다.[9]

IK 페가수스 A

헤르츠스프룽-러셀 도표(HR 도표)는 항성 집합에 대한 발광도 대 색지수 그림이다.IK Pegasi A는 현재 주계열성으로, HR 도표상의 위치를 기준으로 핵심 수소융성 별의 거의 선형 그룹을 설명하는 데 사용되는 용어다.그러나 IK Pegasi A는 불안정 스트립으로 알려진 HR 다이어그램의 좁고 거의 수직에 가까운 대역에 놓여 있다.이 밴드의 별들은 일관성 있게 진동하며, 그 별의 광도에 주기적인 맥동을 일으킨다.[21]

맥박은 κ-메커니즘이라고 불리는 과정에서 발생한다.항성의 외부 대기의 일부는 특정 원소의 부분 이온화로 인해 광학적으로 두꺼워진다.이 원자들이 전자를 잃으면 에너지를 흡수할 가능성이 높아진다.이로 인해 기온 상승이 일어나 대기의 팽창이 일어난다.부풀어 오른 대기는 이온화가 덜 되고 에너지가 손실되어 다시 냉각되고 수축하게 된다.이 주기의 결과는 대기의 주기적인 맥박과 광도의 일치하는 변화다.[21]

IK Pegasi A(왼쪽), B(아래쪽 중심) 및 태양(오른쪽)[22]의 상대 치수.

주 시퀀스를 가로지르는 불안정 스트립 부분 내의 별을 델타 스쿠티 변수라고 한다.이러한 변수의 프로토타입 별의 이름을 따서 다음과 같이 명명한다.델타 스쿠티델타 스쿠티 변수는 일반적으로 스펙트럼 등급 A2에서 F8까지, 항성 발광도 등급은 III에서 V(주계열성)까지 다양하다.이 변수들은 0.025일에서 0.25일 사이의 정규 맥동률을 갖는 단기간 변수들이다.델타 스쿠티 항성에는 태양의 (인구 I 항성 참조)와 유사한 원소가 풍부하며 1.5~2.5 사이.[23] IK 페가수스 A의 맥동률은 매일 22.9 사이클로 측정되었으며, 0.044일에 한 번 측정되었다.[7]

천문학자들은 별의 야금성을 헬륨보다 높은 원자수를 가진 화학 원소의 풍부함으로 정의한다.이는 대기의 분광 분석으로 측정되며, 계산된 항성 모델에서 예상되는 결과와 비교된다.IK Pegasus A의 경우 추정 금속 풍부도는 [M/H] = +0.07 ± 0.20이다.이 표기법은 수소에 대한 금속원소(M) 대 수소(H) 비율의 로그에서 태양 금속 비율의 로그 값을 뺀 값을 나타낸다.(따라서 별이 태양의 금속 풍부함과 일치한다면, 이 값은 0이 될 것이다.)로그 값 0.07은 실제 금속 비율 1.17과 동등하므로 별은 태양보다 금속 원소가 약 17% 더 풍부하다.[7]그러나 이 결과에 대한 오차범위는 상대적으로 크다.

IK Pegasi A와 같은 A급 별들의 스펙트럼은 393.3nm의 파장에서 이온화 칼슘(Ca II)의 K 라인을 포함한 이온화 금속의 흡수선과 함께 강력한 발머 라인의 수소를 보여준다.[24]IK Pegasi A의 스펙트럼은 주변 암(또는 "Am:")으로 분류되는데, 이는 스펙트럼 등급 A의 특성을 나타내지만 약간 금속성 선이라는 것을 의미한다.즉, 이 별의 대기는 금속 동위원소의 일반적인 흡수선 강도보다 약간 높게(그러나 비정상적으로) 나타난다.[3]스펙트럼 타입 암의 별들은 종종 IK 페가수스의 경우와 마찬가지로 대략 같은 질량의 동반자를 가진 가까운 이진의 일원이다.[25]

스펙트럼 클래스 A 별은 태양보다 더 뜨겁고 더 거대하다.그러나, 결과적으로, 그들의 주요 수명은 그에 상응하여 짧다.IK Pegasi A(1.65)와 유사한 질량을 가진 별의 경우M☉)) 주계열의 예상 수명은 2–3 × 10년으로9, 현재 태양의 연령의 약 절반이다.[26]

질량 면에서 비교적 젊은 알테어는 성분 A의 항성 아날로그인 태양에 가장 가까운 항성이다. 1.7로 추정된다.M☉. 이항계통 전체는 A급 1차와 백색 왜성 동료가 있는 시리우스 근방의 계통과 어느 정도 유사성이 있다.그러나 시리우스 A는 IK 페가수스 A보다 더 거대하고 동반자의 궤도도 훨씬 커 반축은 20AU이다.

IK 페가수스 B

동반성은 빽빽한 백색 왜성이다.이 항성 물체의 범주는 진화 수명의 끝에 도달했고 더 이상 핵융합을 통해 에너지를 생성하지 않는다.대신, 정상적인 상황에서 백색 왜성은 수십억 년의 세월 동안 주로 저장된 열과 냉각기와 조광기를 증가시키는 과잉 에너지를 꾸준히 방출할 것이다.[27]

진화

거의 모든 소형 및 중간 질량 별(약 11개 이하)M☉)는 일단 열핵연료의 공급을 소진하면 백색왜성으로 끝날 것이다.[28]그런 스타들은 에너지 생산 수명의 대부분을 주계열성으로 소비한다.항성이 주계열성에 보내는 시간은 주로 질량에 따라 달라지는데, 질량이 증가함에 따라 수명이 감소한다.[29]따라서, IK 페가수스 B가 성분 A보다 먼저 백색 왜성이 되려면, 한때 성분 A보다 더 거대했음에 틀림없다.실제로 IK Pegasi B의 시조는 6에서 10사이의 미사를 가지고 있었던 것으로 생각된다.M☉.[13]

IK 페가수스 B의 시조 핵심에 있는 수소연료가 소비되면서 적색 거성으로 진화했다.수소 연소가 헬륨 코어를 둘러싼 껍질에서 시작될 때까지 내부 코어는 수축되었다.온도 상승을 보상하기 위해 외측 봉투는 주계열성으로 보유하고 있던 반지름의 몇 배까지 확대되었다.중심핵이 헬륨이 융합을 시작할 수 있는 온도와 밀도에 도달했을 때 이 별은 수축되어 수평가지별이라고 불리는 것이 되었다.즉, 그것은 H-R 도표의 대략적인 수평선에 떨어지는 별들의 그룹에 속했다.헬륨의 융합은 탄소와 산소의 불활성 중심부를 형성했다.중심부에서 헬륨이 소진되었을 때, 수소 연소 껍데기 외에 헬륨 연소 껍데기가 형성되었고, 별은 천문학자들이 점증하지 않는 거대한 가지(AGB)라고 부르는 것으로 이동했다(H-R 다이어그램의 오른쪽 상단 모서리로 통하는 트랙이다).만약 항성이 충분한 질량을 가지고 있다면, 곧 탄소 융합을 핵에서 시작하여 산소, 네온, 마그네슘을 생산할 수 있을 것이다.[30][31][32]

붉은 거성이나 AGB 별의 바깥쪽 외피는 태양의 반경 수백 배까지 확장될 수 있으며, 맥동하는 AGB 별 미라의 경우 반경 약 5 × 10 km8(3AU)를 점유할 수 있다.[33]이는 현재 IK 페가수스에서 두 별 사이의 평균 분리를 훨씬 넘어선 것이어서 이 기간 동안 두 별은 공통의 봉투를 공유했다.결과적으로, IK Pegasi A의 외부 대기는 동위원소 강화를 받았을 수 있다.[9]

나선 성운은 항성이 백색 왜성으로 진화하면서 생성되고 있다.NASA & ESA 이미지.

불활성 산소-탄소(또는 산소-마그네슘-네온) 노심이 형성된 지 얼마 후, 핵융합이 핵심 영역과 동심인 두 개의 포탄을 따라 발생하기 시작했다; 수소는 가장 바깥쪽 포탄을 따라 연소된 반면 헬륨 핵융합은 불활성 코어 주변에서 일어났다.그러나 이 이중 껍질 단계는 불안정하기 때문에 별의 바깥쪽 봉투에서 대규모 질량 유출을 일으키는 열 펄스를 발생시켰다.[34]이 분출된 물질은 행성상 성운이라고 불리는 거대한 물질 구름을 형성했다.수소 봉투의 작은 부분을 제외한 모든 부분이 항성으로부터 떨어져 나갔고, 주로 불활성 핵으로 구성된 백색 왜성 잔해를 남겼다.[35]

구성 및 구조

IK Pegasi B의 내부는 전적으로 탄소와 산소로 구성될 수 있다. 또는 그 조제자가 탄소를 연소시킨 경우, 그것은 탄소와 산소가 풍부한 맨틀로 둘러싸인 산소와 네온의 핵이 있을 수 있다.[36][37]어느 경우든, IK 페가수스 B의 외부는 거의 순수한 수소의 분위기로 덮여있으며, 이것은 이 별에게 눈부신 DA의 분류를 제공한다.더 높은 원자 질량으로 인해, 봉투 속의 헬륨은 수소 층 아래에 가라앉을 것이다.[6]이 별의 전체 질량은 전자 퇴화 압력에 의해 지탱된다. 전자 퇴화 압력은 주어진 부피로 압착될 수 있는 물질의 양을 제한하는 양자 기계적 효과다.

이 그래프는 질량을 고려할 때 백색 왜성의 이론 반경을 보여준다.녹색 곡선은 상대론적 전자 가스 모델을 위한 것이다.

추정 1.15로M☉, IK Pegasi B는 고질량 백색 왜성으로 간주된다.[nb 3]그것의 반지름은 직접적으로 관찰되지는 않았지만, 백색 왜성의 질량과 반지름 사이의 알려진 이론적 관계로부터 추정할 수 있어,[38] 태양의 반지름의 약 0.60%의 값을 준다.([6]다른 선원이 0.72%의 값을 주기 때문에 이 결과에는 약간의 불확실성이 남아 있다.)[7]따라서 이 별은 태양보다 큰 질량을 대략 지구의 크기만한 부피에 넣어 이 물체의 극한 밀도를 나타낸다.[nb 4]

백색 왜성의 거대하고 컴팩트한 성질은 강한 표면 중력을 만들어낸다.천문학자들은 이 값을 중력의 십진 로그(cgs 단위), 즉 로그 g로 나타낸다.IK Pegasi B의 경우 로그 g는 8.95이다.[6]이에 비해 지구의 로그 g는 2.99이다.따라서 IK 페가수스의 표면 중력은 지구 중력의 90만배가 넘는다.[nb 5]

IK Pegasi B의 유효 표면 온도는 약 35,500 ± 1,500 K로 추정되며,[9] 이는 강한 자외선 방사원으로 알려져 있다.[6][nb 6]정상적인 조건에서 이 백색 왜성은 10억년 이상 계속 냉각되는 반면 반경은 근본적으로 변하지 않을 것이다.[39]

미래 진화

1993년 논문에서 데이비드 원나콧, 배리 J. 켈렛, 데이비드 J. 스틱랜드는 이 시스템이 Ia형 초신성 또는 대격변수로 진화할 후보라고 밝혔다.[13]150광년의 거리에서, 이것은 지구에서 가장 가까운 것으로 알려진 후보 초신성 시조체가 된다.그러나 이 시스템이 초신성이 발생할 수 있는 상태로 진화하는 데 걸리는 시간에는 지구로부터 상당한 거리를 이동했지만 아직 위협이 될 수 있다.

향후 어느 시점에서는 IK 페가수스A가 핵심에 있는 수소연료를 소비하고 주계열성으로부터 벗어나 적색 거성을 형성하기 위한 진화에 착수한다.적색 거인의 봉투는 이전 반지름(또는 더 큰 것)의 100배까지 확장되어 상당한 치수까지 자랄 수 있다.일단 IK Pegasi A가 외피가 동반자의 로체 로체 로브에 넘칠 정도로 팽창하면, 백색 왜성 주위에 기체 발작 원반이 형성될 것이다.주로 수소와 헬륨으로 구성된 이 가스는 그 후 동반자의 표면에 떠오를 것이다.이 항성들 사이의 질량 전달은 또한 그들의 상호 궤도를 수축시키는 원인이 될 것이다.[40]

백색 왜성의 표면에서는 응고된 가스가 압축되어 가열될 것이다.어느 순간 축적된 가스는 수소 융해에 필요한 조건에 도달할 수 있으며, 가스의 일부를 표면에서 몰아내는 폭주 반응을 일으킬 수 있다.이것은 대격변형 변광성인 노바 폭발을 초래할 것이고 백색 왜성의 광도는 며칠 또는 몇 달 동안 몇 개의 크기만큼 빠르게 증가할 것이다.[41]그러한 항성계의 예로는 적색 거성과 백색 왜성 동반자로 구성된 이항계인 RS 오피우치가 있다.RS Ophiuchi는 폭주 폭발을 일으키는 데 필요한 수소의 임계 질량을 각 6회 이상에 걸쳐서 노바(recurrent)로 폭발했다.[42][43]

IK Pegasi B도 비슷한 패턴을 따를 가능성이 있다.[42]그러나 질량을 축적하기 위해서는 응고된 가스의 일부분만 배출할 수 있어 주기마다 백색 왜성은 질량이 꾸준히 증가하게 된다.따라서, 그것이 반복적인 노바처럼 행동하더라도, IK 페가수스 B는 계속해서 성장하는 봉투를 축적할 수 있다.[44]

백색왜성이 노바처럼 분출하지 않고 꾸준히 질량을 축적할 수 있는 대체 모델을 CBSS(Close-binary superfet x-ray source)라고 한다.이 시나리오에서 근접 백색 왜성 이진에 대한 질량 전달률은 도달하는 수소가 헬륨을 생성하기 위해 열핵융합에서 소비될 때 표면에 꾸준한 핵융합 화상이 유지될 수 있는 것이다.이 슈퍼 소프트 소스의 범주는 표면 온도(0.5 × 106 × 1 × 106 K[45])가 매우 높은 고질량 백색 왜성으로 구성된다.[46]

백색왜성의 질량이 찬드라세카르 한계치 1.4에 근접할 경우M☉ 그것은 더 이상 전자 퇴화 압력에 의해 지지되지 않을 것이고 그것은 붕괴를 겪을 것이다.주로 산소, 네온, 마그네슘으로 구성된 핵의 경우 붕괴하는 백색 왜성은 중성자 별을 형성할 가능성이 높다.이 경우 별의 질량의 극히 일부만 그 결과로 배출된다.[47]그러나 핵이 탄소-산소로 대신 만들어진 경우, 압력 및 온도 상승은 찬드라세카르 한계에 도달하기 전에 중심에서 탄소 융합을 시작할 것이다.극적인 결과는 단기간에 별의 상당 부분을 소비하는 폭주 핵융합 반응이다.이것은 대격변형 Ia형 초신성 폭발에서 별의 껍질을 벗기기에 충분할 것이다.[48]

그러한 초신성 사건은 지구상의 생명체에 어떤 위협을 가할 수도 있다.원성인 IK 페가수스 A가 가까운 장래에 적색 거성으로 진화할 가능성은 낮다고 생각된다.앞에서 보듯이 태양에 대한 이 별의 우주 속도는 20.4 km/s이다.이는 1만4700년 주기로 1광년 거리를 이동하는 것과 맞먹는다.예를 들어, 5백만 년 후에, 이 별은 500 광년 이상 태양으로부터 분리될 것이다.1000파섹(3300광년) 이내의 A형 Ia 초신성은 지구에 영향을 줄 수 있다고 생각되지만,[49] 지상 생물권에 큰 피해를 입히려면 약 10파섹(약 30광년) 이상 가까이 있어야 한다.[50]

초신성 폭발 후, 기증자 별의 잔해(IK Pegasus A)는 근접한 궤도를 도는 이항계 일원이었을 때 가지고 있던 최종 속도로 계속된다.그 결과 상대 속도는 최대 100–200 km/s가 될 수 있으며, 이것은 은하계의 높은 속도 구성원에 위치하게 된다.그 동반자는 또한 폭발하는 동안 질량이 어느 정도 줄어들 것이고, 그것의 존재는 팽창하는 파편들 사이에 틈이 생길 수도 있다.그 시점부터 그것은 하나의 백색 왜성으로 진화할 것이다.[51][52]이 초신성 폭발은 결국 주변의 성간 매개체와 합쳐질 팽창 물질의 잔해를 만들어낼 것이다.[53]

참고 항목

메모들

  1. ^ 기준:
    여기서 L은 광도, R은 반지름, T는eff 유효 온도.참조:
    Krimm, Hans (August 19, 1997). "Luminosity, Radius and Temperature". Hampden-Sydney College. Archived from the original on May 8, 2003. Retrieved 2007-05-16.
  2. ^ 순적합한 동작은 다음과 같다.
    mas/y.
    여기서 과 은 각각 RA와 12월에 적절한 동작의 구성 요소다.결과 가로 방향 속도는 다음과 같다.
    Vt = μ • 4.74 d (pc) = 16.9 km.
    여기서 d(pc)는 파섹 단위의 거리다.참조:
    Majewski, Steven R. (2006). "Stellar Motions". University of Virginia. Archived from the original on 2012-01-25. Retrieved 2007-05-14.
  3. ^ 백색왜곡군은 평균 질량 0.58을 중심으로 좁게 분포한다.M☉, 그리고 2%에 불과하다.참조:
    Holberg, J. B.; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F. C.; Cruise, A. M.; et al. (1998). "Sirius B: A New, More Accurate View". The Astrophysical Journal. 497 (2): 935–942. Bibcode:1998ApJ...497..935H. doi:10.1086/305489. 모든 백색 왜성들 중 적어도 하나의 태양 질량을 가지고 있다.
  4. ^ R* = 0.006 • (6.96 × 108) ≈ 4,200 km.
  5. ^ 지구의 표면 중력은 9.780 m/s2, 즉 cgs 단위로 978.0 cm/s이다2.따라서 다음과 같다.
    중력 비율의 로그는 8.95 - 2.99 = 5.96이다.자:
  6. ^ 빈의 변위 법칙에서 이 온도에서 검은 몸의 최고 방출은 다음과 같은 파장에 있을 것이다.
    nm
    전자파 스펙트럼의 극자외선 부분에 위치한다.

참조

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  2. ^ a b c d e Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
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  5. ^ a b "HD 12139". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2019-11-13. — 참고: 일부 결과는 웹 페이지의 "모든 측정 표시" 기능을 통해 쿼리되었다.
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