Această Fecioară

Zaniah, Zaniah
Ba Această Fecioară; η Virgo, Eta Virginis, η Virginis, Eta Vir, η Vir
Fl 15 Virgo, 15 Virginis, 15 Vir
BD +00 2926 , CCDM J12199-0040AB , FK5 460 , HD 107259 , HIC 60129-0040AB , HIC 60129-0040AB , HIC 60129-0040AB , HIC 60129-0040AB 0023 , PPM 178753 , SAO 138721 , 2MASS J12195437-0040002, GC 16813 , GCRV 7391, N30 2851

Informații în baze de date

SIMBAD

date

Sistem stelar

O stea are 3 componente,
parametrii acestora sunt prezentați mai jos:

O componentă
Această Fecioară Aa
Tip de	Pitic alb-gălbui
Amploarea aparentă	4,20 [7]
Mărimea absolută (V)	-0,34 [b]
Greutate	2,5039 ± 0,1246 [8] M ⊙
Temperatura	9333 [9] K
metalicitatea	+0,11 [9]
Rotație	18 km/s [10]

Componenta Ab
Această Fecioară Ab
Tip de	Pitic alb-gălbui
Amploarea aparentă	6.0 [7]
Mărimea absolută (V)	1,46 [b]
Greutate	1,8907 ± 0,0932 [8] M ⊙

Componenta B
Această Fecioară B
Tip de	Pitic alb-gălbui
Amploarea aparentă	6,5 [7]
Mărimea absolută (V)	1,96 [b]
Greutate	1,66 ± 0,16 [6] M ⊙

Surse: [11]

Informații în Wikidata ?

Această Fecioară (η Virgo, Eta Virginis, η Virginis, prescurtat Eta Vir, η Vir ) este o stea multiplă [c] în constelația zodiacală Fecioară , la vest de Porrima , este cuprinsă între ecuatorul ceresc și ecliptică . Steaua este una dintre cele mai apropiate stele strălucitoare de ecuatorul ceresc , la doar 2/3 ° la sud de acesta și la doar 5 ° la est de echinocțiul de toamnă , adică punctul în care Soarele traversează ecuatorul ceresc în drumul său spre sud în septembrie. . Această Fecioară se află la 1,97° nord de ecliptică , așa că poate fi ascunsă de Lună și (rar) planete . 12 octombrie 272 î.Hr e. astronomul grec antic Timocharis a observat ocultarea unei stele de către Venus [16] . Ultima ocultare a planetei a avut loc pe 27 septembrie 1843 , tot de Venus, care o va acoperi din nou pe 19 noiembrie 2445 [17] . La două grade nord de Eta Virgo se află SS Virgo , o stea tipică de carbon rece și una dintre cele mai roșii stele de pe cerul ecuatorial.

Această Fecioară are o magnitudine aparentă de +3,89 m [2] și, conform scalei Bortle , este vizibilă cu ochiul liber chiar și pe cerul din interiorul orașului . Din măsurătorile paralaxei obținute în timpul misiunii Hipparcos [1] , se știe că steaua se află la aproximativ 265 de distanță . ani ( 81 buc ) de la Pământ . Deoarece steaua este situată aproape pe ecuatorul ceresc , este vizibilă pe aproape întregul Pământ . Cel mai bun moment pentru observare este martie [18] .

Viteza spațială medie a Eta Fecioarei are componente (U, V, W)=(−17,1, −19,8, −1,8) [19] , ceea ce înseamnă U= −23,11 km/s (se îndepărtează de centrul galactic ), V = −17,1 km/s (se mișcă împotriva direcției de rotație galactică) și W= −1,8 km/s (se mișcă spre polul sud galactic ).

Această Fecioară se mișcă destul de lent în raport cu Soarele : viteza sa heliocentrică radială este de 2 km/s [18] , care este de aproape 5 ori mai mică decât viteza stelelor locale ale discului galactic și înseamnă, de asemenea, că steaua se mișcă. departe de Soare . Steaua se apropia de Soare la o distanță de 245,2 sv. ani în urmă cu 2,098 milioane de ani [4] , când și-a mărit luminozitatea cu 0,17 m până la o valoare de 3,72 m (adică steaua strălucea aproximativ așa cum strălucește acum Epsilon Eridani ). Pe cer, steaua se deplasează spre sud-vest [20] , trecând prin sfera cerească 0,063 secunde de arc pe an.

Numele stelei

Această Fecioară ( latinizat Eta Virginis ) este desemnarea lui Bayer pentru steaua în 1603 [20] . Deși steaua are denumirea η ( Aceasta este a șaptea literă a alfabetului grecesc ), totuși, steaua în sine este a zecea cea mai strălucitoare din constelație . 15 Fecioară ( latinizat 15 Virginis ) este denumirea lui Flamsteed [20] . Steaua are și o denumire dată de Gould - 245 G. Virgo ( versiunea latinizată a lat. 45 G. Virginis ). Numele ei este Zaniah ( arab. زاوية ‎, Lat. Zaniah , / z ə ˈ n aɪ . ə / ), care înseamnă „Unghi” și provine din aceeași sursă ca și Zawiyyava [21] , iar inițial se referea la Porrime . În catalogul vedetelor „Calendarium” de Al Aqsasi Al Mokketa această stea a fost numită „Thani Al-Aua” ( lat. Thanih al Aoua ), care a fost tradus în latină ca lat. Secunda Latratoris , care înseamnă „al doilea lătrat (câine)” [22] , deoarece Eta Virgo se referă la „Canisul” format din Porrima , Vindemiatrix , Minelaouva , Rijl al Awwa și Zawiyava [21] .

În 2016, Uniunea Astronomică Internațională a organizat Grupul de lucru al IAU privind numele stelelor (WGSN) [23] pentru a cataloga și standardiza numele proprii ale stelelor . Pe 12 septembrie 2016, WGSN i-a atribuit lui Eta Maiden numele „ Zaniah ” [24] .

În astronomia chinezăsteaua se referă la constelația Firmamentului Palatului Suprem , iar în ea la asterismul太微左垣一( Tài Wēi Zuǒ Yuán yī , ing. Prima stea a peretelui stâng al incintei Palatului Suprem , care înseamnă „Peretele din stânga al firmamentul Palatului Suprem”, format din Eta Virgo, Virgo Gamma , Virgo Delta , Virgo Epsilon și Veronica Alpha Volosa Prin urmare, Eta Virgo însăși este cunoscută ca太微左垣一( ,Zuǒ Yuán yīWēiTài [25] , denotând în asterism steaua左執法( Zuǒzhífǎ ), care înseamnă „Administratorul legii din stânga” „Administratorul legii, stând pe mâna stângă” [26] , care tocmai așa a fost descifrat de R. Kh. Allen [21] .

Denumirile componentelor ca Eta Virgo A și B provin din convenția utilizată de Washington Visual Double Star Catalog (WDS) pentru sistemele stelare și adoptată de Uniunea Astronomică Internațională (IAU) [27] .

Proprietățile unui sistem multiplu

T = 71,79 zile a = 7,36mas

T = 21,61 ani a = 133 mas

Notație: T este perioada de revoluție, a este semi- axa majoră a orbitei Ierarhia orbitelor sistemului Eta Virgo

Această Fecioară este o stea cu mai mulți sateliți. Perechea Eta Virgo A și Eta Virgo B sunt o binară spectroscopică larg în care componentele sunt separate între ele printr-o distanță unghiulară de 0,133 ″ [6] , care corespunde semi-axei majore a orbitei dintre însoțitorii lui la cel puțin 10.532 AU. și o perioadă de revoluție egală cu 21,61 ani [6] (pentru comparație, raza orbitei lui Saturn este de 9,048 UA și perioada de revoluție este de 29,46 ani ). Orbita are o excentricitate foarte mică , care este egală cu 0,087 [6] . Astfel, în procesul de rotație unul în jurul celuilalt, stelele se apropie apoi unele de altele la o distanță de 9,62 UA. , apoi sunt îndepărtate la o distanță de 11,45 UA. Înclinarea în sistem nu este, de asemenea, foarte mare și se ridică la 50,6 ° [6] .

Dacă ne uităm din partea Eta Fecioarei B către Eta Fecioară A, atunci vom vedea o pereche de stele alb-gălbui care strălucesc cu o luminozitate de −26,81 m (adică aproape cu o luminozitate solară egală cu 1,06 $L_{\bigodot }$ ) și − 25 m (adică există o luminozitate de 0,2 $L_{\bigodot }$ ), respectiv, (în medie, în funcție de poziția stelelor pe orbită). În plus , dimensiunea unghiulară a stelelor (în medie) va fi - ~ 0,33° [d] și ~ 0,085°, adică dimensiunea unghiulară a stelei va fi de 66% și 17% din dimensiunea unghiulară a Soarelui nostru , respectiv. În acest caz, distanța unghiulară maximă dintre stele va fi de 61,3°. Pe de altă parte, dacă privim din partea perechii Eta Virgo A către Eta Virgo B, atunci vom vedea o stea alb-gălbuie care strălucește cu o luminozitate de −24,51 m , adică cu o luminozitate de 0,13 $L_{\bigodot }$ . Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei (în medie) va fi - ~ 0,08 ° [d] , ceea ce reprezintă 16,2% din diametrul Soarelui nostru .

Proprietățile componentei A

Parametrii orbitali ai perechii Eta Fecioară Aa și Ab

Parametru		Sens
Parametru		1935 [28]	1992 [29]	2003 [6]	2011 [30]
Perioadă	P	71,90 zile	71,79 zile	71,79 zile	71,79 zile
Axa majoră	A	—	—	7,36± 0,6mas	—
Excentricitate	e	0,34	0,272	0,244±0,007	0,2518
Starea de spirit	i	—	—	45,5±0,9 °	—
argument periapsis	ω	191,6 °	200,9 °	—	197,96 °

Perechea Eta Virgo Aa și Eta Virgo Ab este o stea binară cu spectroscopie apropiată , în care componentele sunt separate între ele printr-o distanță unghiulară de 7,36 mas [6] , care corespunde semiaxei majore a orbitei dintre însoțitori. de cel puţin 0,4588 AU .e. iar perioada de circulatie egala cu 71,79 zile. [6] (pentru comparație, raza orbitei lui Mercur este de 0,39 UA și perioada de revoluție este de 88 de zile ). Orbita are o excentricitate destul de mare , care este egală cu 0,244 [6] . Astfel, în procesul de rotație unul în jurul celuilalt, stelele se apropie apoi unele de altele la o distanță de 0,35 UA. apoi sunt îndepărtate la o distanță de 0,57 UA. Înclinarea în sistem nu este foarte mare și se ridică la 45,5 ° [6] , adică este aproape egală cu înclinarea perechii AB, diferând cu 5 ° .

Dacă privim dinspre Eta Virgo Ab spre Eta Virgo Aa, atunci vom vedea o stea alb-gălbuie care strălucește cu o luminozitate de −33,61 m , adică cu o luminozitate de 560 $L_{\bigodot }$ (în medie, în funcție de poziție). a stelei aflate pe orbită) . Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei (în medie) va fi - ~ 7,59 ° [d] , adică dimensiunea unghiulară a stelei va fi de 15,17 ori mai mare decât dimensiunea unghiulară a Soarelui nostru . Pe de altă parte, dacă privim din partea Eta Virgo Aa către Eta Virgo Ab, atunci vom vedea o stea alb-gălbuie care strălucește cu o luminozitate de −31,81 m , adică cu o luminozitate de 106,68 $L_{\bigodot }$ . Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei (în medie) va fi - ~ 2,3 ° [d] , adică dimensiunea unghiulară a stelei va fi de 4,6 ori mai mare decât dimensiunea unghiulară a Soarelui nostru .

Proprietățile acestei Fecioare

Toate cele trei stele sunt pitici de tip spectral A. Una sau mai multe stele pot fi ușor variabile: în timpul observațiilor, luminozitatea unei stele fluctuează cu 0,07 m , variind de la 3,86 m la 3,93 m [31] , fără nicio periodicitate (cel mai probabil steaua sau stelele mai multe perioade), tipul de variabila nu este definita, dar, cel mai probabil, steaua/stelele este/are - steaua variabila/stelele de tip Delta Scuti .

Vârsta stelei Eta Virgo nu este determinată în mod direct, dar se știe că stelele cu masa de 2,5 $M_{\bigodot }$ [8] trăiesc pe secvența principală de aproximativ 0,769 miliarde de ani , așa că Eta Virgo Aa va avea în curând, peste câteva sute de milioane de ani. , deveni o gigantă roșie , iar apoi, aruncându-și cochiliile exterioare, va deveni o pitică albă . Mai mult, în această fază a existenței sale, cel mai probabil va absorbi Eta Virgo Ab, producând posibil un fulger similar cu o nouă stea , dar este puțin probabil să „atingă” Eta Virgo B. Se știe, de asemenea, că stelele cu o masă de 1,66 $M_{\bigodot }$ [6] trăiesc pe secvența principală timp de aproximativ 2,42 miliarde de ani , iar apoi Eta Virgo B va deveni o gigantă roșie , iar apoi, după ce și-a vărsat învelișurile exterioare, va deveni un alb . pitic .

Este posibil ca un sistem de stele triple să nu aibă o singură planetă , deoarece interacțiunile gravitaționale din sistem nu numai că nu vor permite planetelor să existe pe orbite stabile, dar nu le vor permite să se formeze.

Proprietățile componentei Aa

Această Fecioară Aa, judecând după masa ei egală cu 2,5 $M_{\bigodot }$ [8] , s-a născut ca pitică de tip spectral A0V [e] , dar apoi, în procesul de evoluție, steaua și-a mărit ușor raza și s-a răcit. De asemenea, indică faptul că hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear, adică steaua se află în secvența principală , cu toate acestea, steaua, aparent, va abandona „arderea” hidrogenului în miez, dacă acest lucru nu s-a întâmplat deja [33 ] . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 9333 K [9] , ceea ce îi conferă o culoare alb-gălbuie caracteristică. Luminozitatea sa este cunoscută din rezultatele misiunii Gaia și este de 146,225 ± 5,797 $L_{\bigodot }$ [34] .

Datorită luminozității mari a unei stele, raza acesteia poate fi măsurată direct, iar prima astfel de încercare a fost făcută în 1922 de E. Hertzsprung , iar din moment ce steaua este triplă, cel mai probabil a fost măsurată raza celei mai strălucitoare componente. Datele despre această măsurătoare sunt date în tabel:

Raza stelei Eta Virgo Aa, măsurată direct

An	m	Spectru	D ( mas )	R abs ( ) $R_{\bigodot )$	Comm.
1922	4.00	A0	0,6	—	[35]
1972	3,88	A2V	0,59	2.2	[36]
1980	3,94	A2V	0,53	1.7	[37]
1985	3,89	A2IV	0,63	—	[38]

Raza sa este estimată în prezent la 6,56 conform rezultatelor misiunii Gaia .+0,35
−0,72 $R_{\bigodot )$ [34] , deci măsurarea din 1972 a fost cea mai adecvată, dar nu precisă.

Steaua are o gravitație de suprafață mai tipică pentru o subgigant / gigant - 3,0 CGS [9] sau 10 m/s 2 , care este 3,65% din valoarea solară ( 274,0 m/s 2 ), iar acest lucru este aparent, poate fi explicat. de suprafața mare a stelei, cu masă nu atât de mare.

Această Fecioară Aa are o metalicitate ceva mai mare decât Soarele și egală cu + 0,11 [9] , adică 128% din valoarea solară, ceea ce sugerează că steaua „a venit” din alte regiuni ale Galaxiei , unde existau destul de multe. multe metale și s-a născut într-un nor molecular datorită unei densități mai mari a populației stelare și a unui număr mai mare de supernove .

Această Fecioară Aa se rotește cu o viteză de 9 ori mai mare decât cea a soarelui și egală cu 18 km/s [10] , ceea ce conferă stelei o perioadă de rotație de cel puțin 16 zile .

Proprietățile componentei Ab

Această Fecioară Ab, judecând după masa sa, care este egală cu 1,89 [8] , s-a născut ca un pitic de tip spectral A5V [39] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear. , adică steaua este secvențe . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 7880 K [39] , ceea ce îi conferă culoarea alb-gălbuie caracteristică unei stele de tip spectral A . Raza unor astfel de stele este estimată la 1,69 $R_{\bigodot )$ [39] . Cunoscând raza și temperatura stelei și folosind legea Stefan-Boltzmann , puteți afla că luminozitatea stelei este 10 $L_{\bigodot }$ .

Proprietățile componentei B

Această Fecioară B - judecând după masa sa, care este egală cu 1,66 [6] , s-a născut ca pitică de tip spectral A8V [39] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear, că este, steaua este pe secvențele principale . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 7300 K [39] , ceea ce îi conferă culoarea alb-gălbuie caracteristică unei stele de tip spectral A . Raza unor astfel de stele este estimată la 1,6 $R_{\bigodot )$ [39] . Cunoscând raza și temperatura stelei și folosind legea Stefan-Boltzmann , puteți afla că luminozitatea stelei este de 6,5 $L_{\bigodot }$ .

Istoria studiului multiplicității stelelor

În 1935, Harper V. ( eng . Harper , WH ) a descoperit binaritatea spectrală a stelei Eta Virgo A. [f] .

Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt dați în tabelul [40] :

Componentă	An	Numărul de măsurători	Unghiul de poziție	Distanța unghiulară	Mărimea aparentă a componentei I	Mărimea aparentă a componentei II
AB	1976	90	152°	—	3,89 m _	5,90 m
AB	2018	90	253°	—	3,89 m _	5,90 m

Rezumând toate informațiile despre stea, putem spune că steaua Eta Virgo are sateliți: componenta B, steaua de magnitudinea a 6-a, precum și steaua Eta Virgo A în sine este o stea binară spectrală .

Această Fecioară a fost observată de câteva decenii, atât în studiile spectroscopice , cât și în studiile interferometrice cu speckle . O analiză a observațiilor speckle duce la descoperirea unei perioade lungi de 13,1 ani. Această perioadă a fost găsită și în observațiile spectroscopice, când s-a găsit o perioadă scurtă de 71,7919 zile. Elementele orbitei cu perioade lungi au fost determinate separat folosind observațiile ambelor metode.

Diferența de mărime a observațiilor pete sugerează că liniile unei a treia stele ar trebui să fie vizibile în spectru . Într-adevăr, în spectrele albastre și roșii , a fost găsită o linie Mg II la o lungime de undă de 4481 Å , care, aparent, arată a treia componentă, dar aceasta este o linie foarte largă și slabă. Vitezele de rotație ecuatorială ale unei perechi cu perioadă scurtă sunt destul de mici, de aproximativ 8 km/s fiecare (aparent, există o decelerare reciprocă a mareelor de rotație ) [41] .

Note

Comentarii

↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
↑ 1 2 3 Mărimea absolută se calculează cu formula: , unde este mărimea aparentă, este distanța până la obiect în pc , 10 pc $M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0))}$ $m$ $d$ $d_{0}=$
↑ Componentele unei stele nu sunt vizibile printr-un telescop , dar pot fi studiate cu un spectrograf
↑ 1 2 3 4 Diametrul unghiular (δ) se calculează folosind formula: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)$ , unde R S este raza stelei, exprimată în a.u. ; d S este distanța până la stea, exprimată în AU.
↑ În secolul al XX-lea , steaua a fost clasificată ca subgigant de tip spectral A2IV [32]
↑ MCA - link către catalogul lui McAllister, 37 - numărul de intrare în catalogul său

Surse

↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( noiembrie 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004:270763:
↑ 1 2 3 4 Cousins, AWJ ( 1984 ), Standardization of Broadband Photometry of Equatorial Standards, South African Astronomical Observatory Circulars , vol. 8:59
↑ Wilson, Ralph Elmer. Catalogul general al vitezelor radiale stelare . — Washington : Instituția Carnegie din Washington , 1953.
↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters (engleză) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=60129
↑ Levato, OH ( august 1972 ), Vitezele de rotație și tipurile spectrale ale unor stele de tip A , Publicațiile Societății Astronomice din Pacific , vol . 84 (500): 584 , DOI 10.1086/129336
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Hummel, CA; Benson, JA; Hutter, DJ; Johnston, KJ; Mozurkewich, D.; Armstrong, JT; Hindsley, R.B.; Gilbreath, G.C.; Richard, LJ; White, NM Primele observații cu o matrice optică de bază lungă în șase stații co-fazate: Aplicație la stea triplă η Virginis // The Astronomical Journal : jurnal. - Editura IOP , 2003. - Vol. 125 , nr. 5 . — P. 2630 . - doi : 10.1086/374572 . - Cod biblic .
↑ 1 2 3 Catalog cu stele multiple (HIP => 60129 ) . A.Tokovinin.
↑ 1 2 3 4 5 Behr, Bradford B.; Cenko, Andrew T.; Hajian, Arsen R. & McMillan, Robert S. ( iulie 2011 ), Stellar Astrophysics with a Dispersed Fourier Transform Spectrograph. II. Orbite ale binarelor spectroscopice duble linii , The Astronomical Journal vol . 142 (1): 6 , DOI 10.1088/0004-6256/142/1/6
↑ 1 2 3 4 5 Wolff, Sidney Carne ( octombrie 1967 ), A Spectroscopic and Photometric Study of the AP Stars , Astrophysical Journal Supplement , vol. 15:21, DOI 10.1086/ 190162
↑ 1 2 Royer, F.; Zorec, J. & Gómez, AE ( februarie 2007 ), Vitezele de rotație ale stelelor de tip A. III. Distribuții de viteză , Astronomie și Astrofizică (ing.) V. 463 (2): 671–682 , DOI 10.1051/0004-6361:20065224
↑ *eta Vir -- Binar spectroscopic . Centre de Données astronomiques din Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.
↑ Zorec J., Royer F. Vitezele de rotație ale stelelor de tip A. IV. Evoluția vitezelor de rotație (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2012. - Vol. 537. - P. 120-120. - 22 p.m. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201117691 - arXiv:1201.2052
↑ Wolff S. C. A Spectroscopic and Photometric Study of the AP Stars // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1967. - Vol. 15. - P. 21-59. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190162
↑ Royer F., Zorec J., Gómez A. E. Vitezele de rotație ale stelelor de tip A. III. Distribuții de viteză // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 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
↑ Royer F., Grenier S., M.-O. Baylac, Gómez A. E., Zorec J. Vitezele de rotație ale stelelor de tip A în emisfera nordică. II. Măsurarea v sini (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 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
↑ Fomenko, A.T.; Vi︠a︡ceslavovich, Vladimir Kalashnikov & Nosovskiĭ, Gleb Vladimirovich ( 1993 ), Metode geometrice și statistice de analiză a configurațiilor stelelor: datarea Almagestului lui Ptolemeu (engleză) , CRC Press , p. 215, ISBN 0-8493-4483-2
↑ Pedersen, Olaf ( 2010 ), Jones, Alexander, ed., A Survey of the Almagest: With Annotation and New Commentary de Alexander Jones ( a 2-a ed.), Sources and Studies in the History of Mathematics and Physical Sciences, Springer, p. . 411, ISBN 0-387-84825-8 , < https://books.google.com/books?id=8eaHxE9jUrwC&pg=PA411 >
↑ 12 H.R. 4689 . Catalogul Stelelor Luminoase . (Rusă)
↑ aniah (HIP 60129) (engleză) (link nu este disponibil) . Arhivat 23 aprilie 2020.
↑ 1 2 3 Zaniah (Eta Virginis, 15 Virginis) Star Facts . Ghidul Universului .
↑ 1 2 3 Allen, RH ( 1963 ),Star Names: Their Lore and Meaning (Engleză) (Reprinted.), New York , NY: Dover Publications Inc, p. 473 , ISBN 978-0-486-21079-7 , < https://archive.org/details/starnamestheirlo00alle/page/207 > . Preluat la 12 decembrie 2010.
↑ Knobel, EB Al Achsasi Al Mouakket, despre un catalog de stele din Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. - Oxford University Press , 1895. - Iunie ( vol. 55 , nr. 8 ). — P. 429 . - doi : 10.1093/mnras/55.8.429 . - Cod .
↑ Grupul de lucru al IAU privind numele stelelor (WGSN ) . Preluat: 22 mai 2016.
↑ Numirea stelelor . IAU.org. Preluat: 16 decembrie 2017.
↑ (chineză) AEEA (Activități de expoziție și educație în astronomie) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日
↑ (chineză) Glosar englez-chinez al regiunilor stelare chinezești, asterisme și nume de stele Arhivat 10 august 2010 . , Muzeul Spațial din Hong Kong . Accesat on line 23 noiembrie 2010.
↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), Despre convenția de numire utilizată pentru sisteme stelare multiple și planete extrasolare, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
↑ Date de bază (System:718+1 ) . D.Pourbaix .
↑ Date de bază (System:718+2 ) . D.Pourbaix .
↑ Date de bază (System:718+3 ) . D.Pourbaix .
↑ NSV 5555 . GAISH .
↑ Zaniah . _ Catalog Alcyone Bright Star .
↑ ZANIAH (Eta Virginis ) . Jim Kaller, Stele .
↑ 1 2 Brown, AGA; et al. ( august 2018 ), Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties , Astronomy & Astrophysics (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2 record for this source at VizieR
↑ Intrare catalog CADARS: recno= 5588 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ Intrare catalog CADARS: recno= 5585 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ Intrare catalog CADARS: recno= 5587 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ Intrare catalog CADARS: recno= 5586 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ 1 2 3 4 5 6 Adelman, SJ Proprietățile fizice ale stelelor normale a (engleză) // International Astronomical Union : jurnal. - 2005. - Vol. 2004 _ - doi : 10.1017/S1743921304004314 .
↑ MCA 37: Înregistrarea catalogului Washington Double Star Catalog .
↑ Date de bază (System:1727 ) . D.Pourbaix .

Link -uri

Poza cu Eta Maiden

Stele din constelația Fecioarei
Bayer	α β γ δ ε ζ η θ v κ λd:Q968611 μ v ξd:Q5179054 οd:Q5178973 πd:Q5178981 pd:Q3020619 σd:Q5179009 τd:Q3304303 υd:Q5179026 φd:Q1089316 χd:Q1153065 ψd:Q3304187 ωd:Q3304579 A¹d:Q9553225 A²d:Q9554122 M bd:Q10950211 cd:Q9546786 d¹d:Q10950150 d²d:Q6819440 e fd:Q6819469 gd:Q10847666 hd:Q10950219 id:Q10950208 kd:Q9553057 ld:Q9554365 md:Q9554640 od:Q5737717 pd:Q10950227 qd:Q3598105 yd:Q6873441
Flamsteed	unud:Q3304579 2d:Q5179054 3 patrud:Q9553225 5 6d:Q9554122 7d:Q10950211 optd:Q5178981 9d:Q5178973 zeced:Q10950122 unsprezeced:Q6819578 12d:Q6819540 13d:Q10950133 paisprezeced:Q66481583 cincisprezece 16d:Q9546786 17d:Q5650977 douăzecid:Q10950138 21d:Q3598105 25d:Q6819469 26d:Q1153065 27d:Q15122109 28d:Q66481605 29 treizecid:Q3020619 31d:Q10950150 32d:Q6819440 33d:Q14861084 34d:Q10950154 35d:Q15939434 37d:Q10950152 38 39d:Q66611649 40d:Q3304187 41d:Q6819406 43 44d:Q9553057 46d:Q10950167 47 48d:Q10950173 49d:Q6468612 cincizecid:Q10950182 51 53d:Q55602835 54d:Q7242550 55d:Q10950188 56d:Q66491600 57d:Q15939149 58d:Q66531014 59 60d:Q5179009 61 62d:Q66491602 63d:Q10950200 64d:Q6819319 65d:Q15939534 66d:Q15939402 67 68d:Q10950208 69d:Q10940791 70 71d:Q10950214 72d:Q15939604 73d:Q6819274 74d:Q9554365 75d:Q15939302 76d:Q10950219 77d:Q66611720 78d:Q5737717 79 80d:Q15939532 82d:Q9554640 83d:Q5653047 84d:Q10950221 85d:Q10950223 86d:Q10950224 87d:Q10950225 88d:Q66481637 89d:Q10950226 90d:Q10950227 92d:Q10950228 93d:Q3304303 94d:Q66481638 95d:Q6819238 97d:Q67803348 98 99 100d:Q968611 102d:Q5179026 103d:Q66491610 104d:Q10950124 105d:Q1089316 106d:Q10950125 107 108d:Q10950127 109d:Q130237 110d:Q4547270 1ser 2 Serd:Q10847966
Variabile	Rd:Q4176345 Sd:Q5179005 Td:Q56303453 Ud:Q56303454 Vd:Q56303473 W Xd:Q36679278 Yd:Q56303475 Zd:Q56303471 ROd:Q11159002 SSd:Q333416 UYd:Q12064736 XXd:Q66123836 AGd:Q90375650 TOPORd:Q12063643 bfd:Q12064947 BHd:Q5715672 CSd:Q6819200 CUd:Q5737530 CWd:Q5737717 DKd:Q10950232 DTd:Q85196007 EPd:Q6819129 EQ ETd:Q10950234 FFd:Q8960653 FGd:Q12064540 FI FL FMd:Q6819440 FSd:Q10950235 FTd:Q6819090 FWd:Q10950237 GGd:Q15122109 GL GRd:Q5872971 GWd:Q1082863 HT HW HXd:Q6819274 HYd:Q15117065 IQd:Q6874200 LMd:Q7242550 LNd:Q10847689 MUd:Q67803348 MXd:Q12065072 New Yorkd:Q86824029 BOUd:Q28686008 OYd:Q28686813 PPd:Q5639744 QS QZd:Q56303481
sisteme planetare	38 Fecioara 59 Fecioară 61 Fecioara 70 Fecioară BD+03°2562 BD-06°3628d:Q94505185 HAT-P-26 HAT-P-27 PĂLĂRII-7d:Q91662464 HD 102195 HD 102329 HD 102843d:Q86588810 HD 103720d:Q87239773 HD 103891d:Q90711396 HD 106252 HD 106270d:Q66653037 HD 106315 HD 106515d:Q5178878 HD 107148 HD 109271 HD 109286d:Q113711627 HD 113414d:Q66657183 HD 114783 HD 119130d:Q67858812 HD 120066d:Q10847794 HD 125612 HD 126614 HD 130322 H.W. Fecioară K2-4d:Q94384635 K2-6d:Q80512756 K2-09 K2-14d:Q83696190 K2-15d:Q83694890 K2-16d:Q67861333 K2-17d:Q89307419 K2-19d:Q60770632 K2-42d:Q85006041 K2-48d:Q88772533 K2-49d:Q83227677 K2-94d:Q25379182 K2-99d:Q93062092 K2-110d:Q25388991 K2-125d:Q77937017 K2-126d:Q80544143 K2-127d:Q113703841 K2-128d:Q113715236 K2-131d:Q89306370 K2-132d:Q87698706 K2-137d:Q89215600 K2-140d:Q67861329 K2-152d:Q89215641 K2-153d:Q89215688 K2-154d:Q89215583 K2-156d:Q77936151 K2-157d:Q77934382 K2-158d:Q88781479 K2-159d:Q85502014 K2-160d:Q77931207 K2-161d:Q80503403 K2-162d:Q77933015 K2-163d:Q77929901 K2-165d:Q85153339 K2-166d:Q67861336 K2-189d:Q88695058 K2-190d:Q81802536 K2-191d:Q64493176 K2-192d:Q77936192 K2-193d:Q80515025 K2-194d:Q77936341 K2-195d:Q113703706 K2-196d:Q77932093 K2-197d:Q80537039 K2-198d:Q91759424 K2-199d:Q77939169 K2-200d:Q77931974 K2-223d:Q76441909 K2-224d:Q89215572 K2-225d:Q81803219 K2-226d:Q77931769 K2-227d:Q81797162 K2-228d:Q77930608 K2-229d:Q55615504 K2-230d:Q77933183 K2-241d:Q92409869 K2-242d:Q77929893 K2-243d:Q80737209 K2-244d:Q92409802 K2-245d:Q77935426 K2-246d:Q77932769 K2-247d:Q77930067 K2-248d:Q77933713 K2-249d:Q81795589 K2-250d:Q77933675 K2-251d:Q77931496 K2-252d:Q77930926 K2-253d:Q77933041 K2-254d:Q77935395 K2-255d:Q77933885 K2-256d:Q77933226 K2-257d:Q77935891 K2-258d:Q77929932 K2-259d:Q77932004 K2-277d:Q83764608 K2-278d:Q77931032 K2-279d:Q91353786 K2-296d:Q94384357 K2-298d:Q85006096 K2-304d:Q67844655 K2-305d:Q92688362 K2-306d:Q67844652 K2-307d:Q81797286 K2-310d:Q80544000 NGTS-5d:Q79211011 Fecioară din NYd:Q86824029 PSR 1257+12 SDSS J1228+1040d:Q31888190 TOI-1842d:Q113714902 WASP-16 WASP-24 WASP-37 WASP-39 WASP-54 WASP-55 WASP-107 WASP-157 WASP-185d:Q91125185 WD 1145+017 Lupul 433d:Q88418833 Lupul 503 Gliese 486d:Q15920617 Gliese 514d:Q15964975 Gliese 536 Qatar-2 Ross 128 Ross 458d:Q85196007 Hee Fecioarăd:Q1153065
Extragalactic	SDSS J1229+1122
Alte	HD 104304 HD 133600
Lista stelelor din constelația Fecioarei