Nhìn thấy ở vĩ độ giữa +4° và −90°. Nhìn thấy rõ nhất lúc 21:00 (9 giờ tối) vào tháng 1.
Sơn Án (chữ Hán: 山案;tiếng Latinh:Mensa, nghĩa là 'cái bàn') là mộtchòm sao mờ nằm gầnthiên cực nam. Đây là một trong 18 chòm sao được nhà thiên văn học người PhápNicolas-Louis de Lacaille đề xuất vàothế kỷ 18 và là một trong88 chòm sao đượcLiên đoàn Thiên văn Quốc tế (IAU) công nhận. Tên Latinh của Sơn Án có nghĩa là 'cái bàn', mặc dù ban đầu chòm sao này đại diện chonúi Bàn và được gọi làMons Mensae. Chòm sao này bao phủ một khu vực có hìnhđá đỉnh vòm với diện tích 153,5độ vuông. Nếu không tính chòm saoNam Cực thì đây là chòm sao gần thiên cực nam nhất, vốn chỉ có thể quan sát được từ phía namvĩ tuyến 5°B.
Là một trong những chòm sao mờ nhất trên bầu trời đêm, Sơn Án không cósao sáng nào – sao sáng nhất trong chòm sao này làAlpha Mensae nhưng hầu như không thể quan sát thấy trên bầu trờingoại ô. Chòm sao này có chứa mộtchuẩn tinh và một sốcụm sao cùng với một phầnĐám mây Magellan Lớn. Ít nhất sáu hệ sao trong Sơn Án đã xác nhận là đượcngoại hành tinh quay quanh.
Ban đầu được gọi làMontagne de la Table hoặcMons Mensae,[1] Sơn Án được Nicolas-Louis de Lacaille vẽ ra từ những ngôi sao mờ ở Nam Bán cầu. Sơn Án đại diện chonúi Bàn, một ngọn núi ởNam Phi nhìn raCape Town, gần vị tríđài thiên văn của Lacaille. Lacaille nói rằngĐám mây Magellan đôi khi được gọi làĐám mây Cape (Cape Clouds), và núi Bàn thường bị mây bao phủ khi có gió bão hướng đông nam thổi qua, do đó ông đã vẽ ra một chiếc "bàn" ("table") trên bầu trời dưới những đám mây (dướiĐám mây Magellan Lớn).[2] Ông cũng đã quan sát và lập danh mục cho gần 10.000 ngôi sao trênbầu trời bán cầu nam cũng như đề xuất 14 chòm sao mới – vốn không thể quan sát được từchâu Âu – trong thời gian hai năm ởMũi Hảo Vọng. Tất cả các chòm sao do ông đề xuất (trừ chòm sao Sơn Án) đều mang hình ảnh cácdụng cụ khoa học tượng trưng choThời kỳ Khai Sáng.[a] Nhà thiên văn họcJohn Herschel đã đề xuất rút gọn tên của Sơn Án thành chỉ còn một từ vào năm 1844 dựa trên chính cách viết tắt của Lacaille.[4]
Mặc dù Sơn Án không xuất hiện trong bất kỳ thần thoại hay câu chuyện cổ đại nào, nhưng núi Bàn lại có gắn với một số câu chuyện thần thoại.[5][6] Trongtiếng Afrikaans, núi Bàn được gọi làTafelberg.[7] Gần núi Bàn có hai ngọn núi được gọi làDevil's Peak (Ngọn đỉnh của quỷ) vàLion's Head (Đầu sư tử).[8][9] Núi Bàn xuất hiện trong những câu chuyện liên quan đến Mũi Hảo Vọng, nơi nổi tiếng với những cơn bão.[6]
Vào năm 1922,Liên đoàn Thiên văn Quốc tế thông qua tênviết tắt gồm ba chữ cái của Sơn Án là "Men".[11] Giới hạn chính thức của Sơn Án, do nhà thiên văn học người BỉEugène Joseph Delporte đưa ra vào năm 1930, được xác định bởi mộtđa giác 8 cạnh (được minh họa ở hộp thông tin). Tronghệ tọa độ xích đạo,xích kinh của giới hạn này nằm trong khoảng từ 03h 12m 55,9008s đến 07h 36m 51,5289s, trong khixích vĩ nằm trong khoảng từ −69,75° đến −85,26°.[12] Toàn bộ chòm sao này có thể quan sát được từ phía nam vĩ tuyến5°B.[10][b]
Lacaille đã đặtđịnh danh Bayer cho 11 ngôi sao trong chòm sao Sơn Án, từAlpha đếnLambda (không cóKappa).Benjamin Apthorp Gould sau đó tiếp tục đặt định danh Bayer cho 5 ngôi sao nữa trong chòm sao này, từ Kappa đếnPi (không cóLambda vàOmicron). Những ngôi sao mờ cỡ này thường không được đặt định danh Bayer, tuy nhiên, Gould cảm thấy các sao này khá "gần gũi" với thiên cực nam nên ông đã đặt định danh cho chúng.[2]Alpha Mensae là sao sáng nhất trong Sơn Án vớicấp sao biểu kiến là 5,09,[13] khiến Sơn Án trở thành chòm sao duy nhất không có sao nào có cấp sao nhỏ hơn 5,0 (cấp sao càng nhỏ thì sao càng sáng và ngược lại[14]).[15] Có 22 ngôi sao trong Sơn Án có cấp sao biểu kiến nhỏ hơn hoặc bằng 6,5, theo lý thuyết là một trong những thiên thể mờ nhất có thể quan sát bằng mắt thường trên bầu trời đêm.[10][16]
Alpha Mensae là mộtsao kiểu Mặt Trời cách Trái Đất 33,32 ± 0,02 năm ánh sáng với quang phổ G7 V.[17] Ngôi sao này từng chỉ cách Trái Đất 11 năm ánh sáng và sáng hơn đáng kể với cấp sao 2.[18] Các nhà thiên văn học đã phát hiện ra một lượngbức xạ hồng ngoại dư (infrared excess)[c] xung quanh ngôi sao này, cho thấy có thể quanh ngôi sao là mộtđĩa vòng quanh sao với bán kính trên 147đơn vị thiên văn (AU). Nhiệt độ ước tính của đĩa bụi này là dưới 22K.[20] Tuy nhiên, dữ liệu từKính thiên văn không gian Herschel (Herschel Space Observatory) đã không xác nhận lượng bức xạ hồng ngoại dư này, khiến phát hiện trên bị nghi ngờ.[21] Các nhà thiên văn chưa phát hiện ra hành tinh đồng hành nào xung quanh Alpha Mensae. Trong hệ Alpha Mensae có mộtsao lùn đỏ đồng hành ởkhoảng cách góc (angular separation) khoảng 3,05giây cung; tương đương với khoảng cách dự kiến tối thiểu (projected separation)[d] khoảng 30 AU.[13][23][24]
Gamma Mensae là sao sáng thứ hai trong chòm sao Sơn Án với cấp sao 5,19.[25] Đây là một ngôi sao già với độ tuổi khoảng 10,6 tỷ năm và khối lượng gấp 1,04 lầnkhối lượng Mặt Trời, và cách Trái Đất 104,9 ± 0,5 năm ánh sáng.[17][26] Gamma Mensae đang giãn nở trở thành mộtsao khổng lồ cam[27] với bán kính gấp khoảng 5 lầnbán kính Mặt Trời[26] và quang phổ K2 III.[27]
Beta Mensae là mộtsao khổng lồ vàng với cấp sao 5,31, quang phổ G8 III và độ tuổi khoảng 270 triệu năm.[25][28] Cách Trái Đất 660 ± 10 năm ánh sáng,[17] ngôi sao này nặng gấp khoảng 3,6 lần và sáng gấp 513 lần Mặt Trời. Khi quan sát từ Trái Đất, Beta Mensae nằm trongĐám mây Magellan Lớn.[25]
Giống như Alpa Mensae,Zeta vàEta Mensae cũng có một lượng bức xạ hồng ngoại dư nhất định cho thấy có thể quanh hai ngôi sao này là đĩa vòng quanh sao.[29][30] Zeta Mensae là một sao khổng lồ trắng già có quang phổ A5 III cách Trái Đất khoảng 394 ± 4 năm ánh sáng.[17][31] Eta Mensae là một sao khổng lồ cam có quang phổ K4 III[30] cách Trái Đất 650 ± 10 năm ánh sáng.[17]
Các sao thành viên trong một hệsao đôi che khuất cómặt phẳng quỹ đạo gần nhau khi quan sát từ Trái Đất, do đó có thể gây ra hiện tượng các sao thành viên trong hệ che khuất nhau, hoặc ít nhất là ngôi sao lớn hơn che khuất ngôi sao nhỏ hơn.[32]
TZ Mensae là một hệsao đôi che khuất có cấp sao thay đổi từ 6,2 đến 6,9 sau mỗi 8,57 ngày.[15][33] Trong hệ TZ Mensae là haisao dãy chính loại A có quỹ đạo gần nhau, một sao có quang phổ A0 V với bán kính gấp đôi bán kính Mặt Trời và nặng gấp 2,5 lần Mặt Trời; một sao có quang phổ A8 V với bán kính gấp 1,4 lần và nặng gấp 1,5 lần Mặt Trời.[34][33]
Tương tự TZ Mensae,UX vàTY Mensae cũng là các hệ sao đôi che khuất.[35][36] UX Mensae là một hệ sao cách Trái Đất 338,2 ± 0,9 năm ánh sáng[17] và gồm hai ngôi sao trẻ có khối lượng gấp khoảng 1,2 lần khối lượng Mặt Trời, độ tuổi là 2,2 ± 0,5 tỷ năm[37] và quay quanh nhau vớichu kỳ quỹ đạo là 4,19 ngày.[35]TY Mensae là một hệ sao thuộc lớpsao biến quang W Ursae Majoris gồm hai sao thành viên với quỹ đạo gần nhau, gần đến mức chúng có chung một lớp vật chất sao, với ngôi sao lớn hơn có khối lượng gấp 1,86 lần, đường kính gấp 1,85 lần và độ sáng gấp 13,6 lần Mặt Trời, trong khi ngôi sao nhỏ hơn có khối lượng gấp 0,4 lần, đường kính gấp 0,84 lần và độ sáng gấp 1,7 lần Mặt Trời. Nhiệt độ bề mặt ước tính của hai ngôi sao này lần lượt là 8.164 và 7.183 K.[36]
YY Mensae là mộtsao khổng lồ cam có quang phổ K1 III với khối lượng gấp 2,2 lần, đường kính gấp 12,7 lần và độ sáng gấp 70 lần Mặt Trời. Ngôi sao này cóchu kỳ tự quay ngắn, khoảng 9,5 ngày. Đây là mộtsao biến quang FK Comae Berenices – một lớp sao biến quang mà các sao trong lớp được cho là hình thành từ sự hợp nhất của hai ngôi sao trong một hệsao đôi tiếp xúc (contact binary)[38][f] – và cũng là nguồn phát tia X mạnh.[41] YY Mensae cách Trái Đất 707 ± 6 năm ánh sáng và có cấp sao biểu kiến là 8,05.[17]
AH Mensae là mộtsao biến quang biến động lớn (cataclysmic variable star)[g] gồm mộtsao lùn trắng và mộtsao lùn đỏ quay quanh nhau với chu kỳ quỹ đạo là khoảng 2 giờ 57 phút. Hai sao thành viên này quay quanh nhau đủ gần để sao lùn trắng hút vật chất vàbồi tụ khối lượng từ sao đồng hành, tạo ra mộtđĩa bồi tụ có khả năng kích hoạt phản ứng định kỳ khiến hệ sáng lên.[43]TU Mensae cũng là một sao biến quang biến động lớn gồm một sao lùn trắng và sao lùn đỏ quay quanh nhau với chu kỳ quỹ đạo là khoảng 2 giờ 49 phút, tương đối dài khi so với các hệ sao biến quang biến động lớn khác mà có cácsiêu phong (superhump).[h] Các vụ bùng phát (outburst) thông thường thường dẫn đến sự gia tăng độ sáng kéo dài khoảng một ngày sau mỗi 37 ngày, trong khi các siêu phong dẫn đến sự gia tăng độ sáng kéo dài 5–20 ngày sau mỗi 194 ngày.[45]
HD 39194 là mộtsao lùn cam có quang phổ K0 V và cấp sao 8,08 cách Trái Đất86,21±0,09 năm ánh sáng.[17] Vào năm 2011,Thiết bị tìm kiếm hành tinh theo vận tốc xuyên tâm với độ chính xác cao (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher, HARPS) đã phát hiện ra ba hành tinh có quỹ đạo gần sao chủ. Ba hành tinh này có khối lượng tối thiểu lần lượt là gấp 3,72, 5,94 và 5,14khối lượng Trái Đất, và mất lần lượt 5,6, 14 và 34 ngày để hoàn thành một vòng quỹ đạo quanh ngôi sao chủ.[51]
HD 42936 là một hệ sao đôi gồm mộtsao dãy chính loại K và mộtsao lùn loại L cách Trái Đất 153 năm ánh sáng (47 parsec).[52] Năm 2019, các nhà thiên văn đã sử dụng phương pháp vận tốc xuyên tâm để phát hiện ra một hành tinhsiêu Trái Đất quay quanh HD 42936 A có chu kỳ quỹ đạo là6,6732+0,0011 −00003 ngày[53] và khối lượng bằng≥2,22+0,50 −0,28 khối lượng Trái Đất.[54]
TOI-157 là một sao đã hơi tiến hóa thànhsao gần mức khổng lồ cóquang phổ G cách Trái Đất355,683+2,848 −2,804parsec (khoảng 1.160 năm ánh sáng).[55][56] TOI-157 b (TIC 140691463) là mộtSao Mộc nóng điển hình quay quanh TOI-157 vớichu kỳ quỹ đạo là 2,08 ngày.[56] Hành tinh này được các nhà thiên văn khám phá năm 2020 thông qua phương phápquá cảnh (transit).[55][56] TOI-157 b có khối lượng1,18±0,13MJ và bán kính1,29±0,02RJ.[56]
TOI-163 là mộtsao loại F cách Trái Đất411,719+8,163 −7,857 parsec (khoảng 1.342,85 năm ánh sáng).[57] Năm 2019, các nhà thiên văn đã áp dụng phương pháp quá cảnh để khám phá ra một Sao Mộc nóng quay quanh TOI-163 với định danhTOI-163 b.[57][58] Hành tinh này có chu kỳ quỹ đạo là4,231306+0,000063 −0,000057 ngày, khối lượng1,219±0,11MJ và bán kính1,478+0,022 −0,029RJ.[58]
Pi Mensae là mộtsao kiểu Mặt Trời có quang phổ G1 cách Trái Đất 59,62 ± 0,07 năm ánh sáng.[17] Năm 2001, một thiên thể đồng hành mà có khả năng là mộtphó sao được phát hiện vớiquỹ đạo lệch tâm.[59] Kết hợp với dữ liệu củaHipparcos có độ chính xác cao hơn, các nhà thiên văn học ước tính khối lượng của thiên thể này trong khoảng từ 10,27 đến 29,9 lầnkhối lượng Sao Mộc. Điều này khiến các nhà thiên văn học cho rằng thiên thể này là một phó sao với khối lượng tối đa nằm trong phạm visao lùn nâu.[60] Vào ngày 16 tháng 9 năm 2018,Vệ tinh khảo sát ngoại hành tinh quá cảnh (Transiting Exoplanet Survey Satellite, TESS) đã phát hiện ra phó sao đồng hành thứ hai – mộtsiêu Trái Đất – với chu kỳ quỹ đạo là 6,27 ngày. Đây là phát hiện đầu tiên vềngoại hành tinh của TESS được xuất bản.[61]
WISE 0535−7500 là một hệ sao đôi gồm haisao dưới lùn nâu (sub-brown dwarf) có quang phổ ≥Y1 cách Trái Đất 47 ± 3 năm ánh sáng.[62] Chúng được cho là có khối lượng tương tự nhau – gấp 8 đến 20 lần khối lượng Sao Mộc – và cách nhau ít hơn mộtAU.[63]
^Người quan sát trong khoảng từ 5°B đến20°B có thể quan sát một phần chòm sao này (các sao của Sơn Án nằm trong phạm vi vài độ của đường chân trời không thể quan sát được).[10]
^Infrared excess (tạm dịch là 'bức xạ hồng ngoại dư'): khi một ngôi sao phát xạ nhiềuhồng ngoại hơn so với dự đoán khi giả sử ngôi sao đó là một nguồn phát xạbức xạ vật đen, ngôi sao đó có một lượng bức xạ hồng ngoại dư. Thông qua lượng bức xạ dư này, các nhà thiên văn có thể suy đoán rằng ngôi sao đó được bao quanh bởi một lớp vỏ hoặcđĩa cấu tạo từ bụi.[19]
^Projected separation (tạm dịch là 'khoảng cách dự kiến tối thiểu'): khoảng cách vật lý tối thiểu giữa hai thiên thể được xác định từ khoảng cách góc (angular separation) và khoảng cách ước tính giữa chúng.[22]
^Roche lobe (tạm dịch là 'thùy Roche'): khu vực xung quanh một ngôi sao trong hệsao đôi trong đó vật chất quay quanh ngôi sao đó bị ràng buộc bởilực hấp dẫn. Đây là một vùng có hình dạng gần giống giọt nước với ranh giới bị giới hạn bởi mộtmặt đẳng thếhấp dẫn tới hạn, với đỉnh của giọt nước hướng về phía ngôi sao còn lại (đỉnh nằm tạiđiểm LagrangeL1 của hệ).[39]
^Contact binary (tạm dịch là 'sao đôi tiếp xúc'): một hệ sao đôi trong đó các sao thành viên trong hệ lấp đầythùy Roche (Roche lobe)[e] của chúng.[40]
^Cataclysmic variable star (tạm dịch là 'sao biến quang biến động lớn'): một hệ sao đôi gồm một sao lùn trắng có khả năng hút vật chất và bồi tụ khối lượng từ sao đồng hành. Các hệ sao này có thể gây ratân tinh.[42]
^Superhump (tạm dịch là 'siêu phong' (超峰)): sự thay đổi độ sáng định kỳ trong một hệ sao biến quang biến động lớn (cataclysmic variable star) với chu kỳ bằng khoảng vài phần trămchu kỳ quỹ đạo của hệ.[44]
^abcdefghijBrown, A. G. A.; và đồng nghiệp (Gaia collaboration) (tháng 8 năm 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties".Astronomy & Astrophysics.616. A1.arXiv:1804.09365.Bibcode:2018A&A...616A...1G.doi:10.1051/0004-6361/201833051. Enter the star name in the identifier boxhere, take reciprocal of parallax (in mas) and multiply by 3260 to get distance in light-years
^Eiroa, C.; Marshall, J.P.; Mora, A.; Montesinos, B.; Absil, O.; Augereau, J.Ch.; Bayo, A.; Bryden, G.; Danchi, W.; del Burgo, C.; Ertel, S.; Fridlund, M.; Heras, A.M.; Krivov, A.V.; Launhardt, R.; Liseau, R.; Löhne, T.; Maldonado, J.; Pilbratt, G.L.; Roberge, A.; Rodmann, J.; Sanz-Forcada, J.; Solano, E.; Stapelfeldt, K.; Thébault, P.; Wolf, S.; Ardila, D.; Arévalo, M.; Beichmann, C.; Faramaz, V.; González-García, B.M.; Gutiérrez, R.; Lebreton, J.; Martínez-Arnáiz, R.; Meeus, G.; Montes, D.; Olofsson, G.; Su, K.Y.L.; White, G.J.; Barrado, D.; Fukagawa, M.; Grün, E.; Kamp, I.; Lorente, R.; Morbidelli, A.; Müller, S.; Mutschke, H.; Nakagawa, T.; Ribas, I.; Walker, H. (2013). "DUst around NEarby Stars. The survey observational results".Astronomy & Astrophysics. Quyển 555. tr. A11.arXiv:1305.0155.Bibcode:2013A&A...555A..11E.doi:10.1051/0004-6361/201321050.S2CID377244. Search for HIPPARCOS no. of the star: 29271
^Sibthorpe, B.; Kennedy, G.M.; Wyatt, M.C.; Lestrade, J.-F.; Greaves, J.S.; Matthews, B.C.; Duchêne, G. (2018). "Analysis of the Herschel DEBRIS Sun-like star sample".Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Quyển 475 số 3. tr. 3046–64.arXiv:1803.00072.Bibcode:2018MNRAS.475.3046S.doi:10.1093/mnras/stx3188.S2CID46784568.{{Chú thích tạp chí}}: Quản lý CS1: DOI truy cập mở nhưng không được đánh ký hiệu (liên kết)
^Eggenberger, A.; và đồng nghiệp (2007). "The impact of stellar duplicity on planet occurrence and properties. I. Observational results of a VLT/NACO search for stellar companions to 130 nearby stars with and without planets".Astronomy and Astrophysics. Quyển 474 số 1. tr. 273–91.Bibcode:2007A&A...474..273E.doi:10.1051/0004-6361:20077447.{{Chú thích tạp chí}}: Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
^"HD 43834B – Star".SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Truy cập ngày 26 tháng 3 năm 2010. (details on the stellar properties of the companion star)
^abAndersen, J.; Clausen, J.V.; Nordstrom, B. (1987). "Absolute dimensions of eclipsing binaries. XII – TZ Mensae".Astronomy and Astrophysics. Quyển 175 số 1–2. tr. 60–70.Bibcode:1987A&A...175...60A.
^Graczyk, Dariusz; Konorski, Piotr; Pietrzyński, Grzegorz; và đồng nghiệp (2017). "The Surface Brightness-color Relations Based on Eclipsing Binary Stars: Toward Precision Better than 1% in Angular Diameter Predictions".The Astrophysical Journal. Quyển 837 số 1. tr. 19.arXiv:1611.09976.Bibcode:2017ApJ...837....7G.doi:10.3847/1538-4357/aa5d56.S2CID119004886. 7.
^abAndersen, J.; Clausen, J.V.; Magain, P. (1989). "Absolute dimensions of eclipsing binaries. XIV – UX Mensae".Astronomy and Astrophysics. Quyển 211 số 2. tr. 346–52.Bibcode:1989A&A...211..346A.
^Audard, Marc; Telleschi, Alessandra; Güdel, Manuel; Skinner, Stephen L.; Pallavicini, Roberto; Mitra-Kraev, Urmila (2004). "Some like it hot: the X-ray emission of the giant star YY Mensae".Astrophys. J. Quyển 617 số 1. tr. 531–50.arXiv:astro-ph/0408345.Bibcode:2004ApJ...617..531A.doi:10.1086/424590.S2CID5086347.
^Gänsicke, B.T.; Koester, D. (1999). "SW Ursae Majoris, CU Velorum and AH Mensae: three more accreting white dwarfs unveiled?".Astronomy and Astrophysics. Quyển 346. tr. 151–57.Bibcode:1999A&A...346..151G.
^Samus, N.N.; Durlevich, O.V.; và đồng nghiệp (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)".VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. Quyển 1.Bibcode:2009yCat....102025S.
^AFOEV (2011)."BY Draconis variables". Observatoire de Strasbourg. Truy cập ngày 13 tháng 5 năm 2017.
^Brandão, I.M.; Dogan, G.; Christensen-Dalsgaard, J.; Cunha, M.S.; Bedding, T.R.; Metcalfe, T.S.; Kjeldsen, H.; Bruntt, H.; Arentoft, T. (2011). "The HARPS search for southern extra-solar planets XXXIV. Occurrence, mass distribution and orbital properties of super-Earths and Neptune-mass planets".Astronomy and Astrophysics.arXiv:1109.2497.Bibcode:2011arXiv1109.2497M.
^Barnes, John R.; Haswell, Carole A.; Staab, Daniel; Anglada-Escudé, Guillem; Fossati, Luca; Doherty, James P. J.; Cooper, Joseph; Jenkins, James S.; Díaz, Matías R.; Soto, Maritza G.; Peña Rojas, Pablo A. (tháng 12 năm 2019). "An ablating 2.6-M🜨 planet in an eccentric binary from the Dispersed Matter Planet Project".Nature Astronomy. Quyển 4 số 4. tr. 419–426.arXiv:1912.10793.doi:10.1038/s41550-019-0972-z.S2CID209444780.
^Reffert, S.; Quirrenbach, A. (2011). "Mass constraints on substellar companion candidates from the re-reduced Hipparcos intermediate astrometric data: nine confirmed planets and two confirmed brown dwarfs".Astronomy & Astrophysics. Quyển 527. id.A140.arXiv:1101.2227.Bibcode:2011A&A...527A.140R.doi:10.1051/0004-6361/201015861.S2CID54986291.
^Leggett, S.K.; Tremblin, P.; Esplin, T.L.; Luhman, K.L.; Morley, Caroline V. (2017). "The Y-type Brown Dwarfs: Estimates of Mass and Age from New Astrometry, Homogenized Photometry, and Near-infrared Spectroscopy".The Astrophysical Journal. Quyển 842 số 2. 118.arXiv:1704.03573.Bibcode:2017ApJ...842..118L.doi:10.3847/1538-4357/aa6fb5.S2CID119249195.
^"Discs and Bulges".www.spacetelescope.org. Truy cập ngày 16 tháng 12 năm 2019.
^Kastner, J.H.; Buchanan, C.L.; Sargent, B.; Forrest, W.J. (2006). "SpitzerSpectroscopy of Dusty Disks around B\e] Hypergiants in the Large Magellanic Cloud".The Astrophysical Journal. Quyển 638 số 1. tr. L29.Bibcode:2006ApJ...638L..29K.doi:10.1086/500804.S2CID121769413.
^Mehner, A.; Baade, D.; Groh, J.H.; Rivinius, T.; Hambsch, F.-J.; Bartlett, E.S.; Asmus, D.; Agliozzo, C.; Szeifert, T.; Stahl, O. (2017). "Spectroscopic and photometric oscillatory envelope variability during the S Doradus outburst of the luminous blue variable R71".Astronomy and Astrophysics. Quyển 608. tr. A124.arXiv:1709.00160.Bibcode:2017A&A...608A.124M.doi:10.1051/0004-6361/201731829.S2CID54585370.
^Zinnecker, H.; Ferraro, F.; Fusi Pecci, F.; Renzini, Alvio; Buonanno, R.; Corsi, C.E.; Turndrup, D.M. (ngày 28 tháng 2 năm 1991)."Infrared Imaging of Intermediate Age LMC/SMC Clusters". Trong Haynes, Raymond; Milne, Douglas (biên tập).The Magellanic Clouds: Proceedings of the 148th Symposium of the International Astronomical Union, held in Sydney, Australia, July 9–13, 1990. New York: Springer Science & Business Media. tr. 228–30.ISBN978-0792311102.
^Ahumada, Andrea V.; Vega, Luis R.; Clariá, Juan J.; và đồng nghiệp (2016). "Determination of Reddening and Age for Ten Large Magellanic Cloud Star Clusters from Integrated Spectroscopy".Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Quyển 128 số 967. tr. 094101.arXiv:1603.08840.Bibcode:2016PASP..128i4101A.doi:10.1088/1538-3873/128/967/094101.S2CID118746946.
