Časopis e-Perseus

Doc. René Hudec, PhD.
 Skupina Astrofyziky vysokých energií Stelárního oddělení, Astronomický ústav AV ČR, v.v.i., 251 65 Ondřejov
 
 
 Abstrakt
 Řada objektů astrofyziky vysokých energií je současně zdroji, často proměnnými, viditelného světla. Jejich výzkum ve viditelném světle je důležitý pro multispektrální analýzu a pochopení fyzikálních procesů ve zdrojích. Některé z objektů jsou opticky jasné a tedy přístupné i malým hvězdárnám a amatérským pozorovatelům, kteří tak mohou přispět k jejich výzkumu. Tento možný příspěvek podrobně diskutujeme v tomto článku.
 
 
 I. Úvod
 Velká skupina objektů astrofyziky vysokých energií vyzařuje rovněž viditelné světlo, které je v mnoha případech proměnné.
 Pozorování těchto objektů ve viditelné oblasti spektra nám poskytuje cenné vstupy do multispektrální analýzy různorodé skupiny zdrojů vysokoenergetického záření.
 Velká skupina těchto objektů je dostatečně jasná v optickém oboru, že se do jejich pozorování mohou zapojit i astronomové amatéři a malé hvězdárny. Svým příspěvkem do observačního úsilí tak mohou pozorovatelé velmi pomoci ve výzkumu a analýzách vysokoenergetických zdrojů (dále jen HE zdroje).
 
 Viz obrázek 1.
 Rozdělení hvězdných velikostí (filtr V) opticky identifikovaných objektů vyzařujících i v oboru gama (podle družice INTEGRAL). Většina jich je jasnějších než 20 mag, a víc než polovina je jasnější než 15 mag.
 Legenda 1 = mag 2,39 – 5; 2 = mag 5 –10; 3 = mag 10 – 15, 4 = mag 15 – 20, 5 = mag 20 – 21.
 
 2. HE zdroje jako optické zdroje
 Mezi HE zdroje patří jak stelární objekty galaktické (v naší galaxii), tak i extragalaktické objekty.
 
 2. 1. Stelární – galaktické HE zdroje
 Existuje velké množství kategorií HE zdrojů, ale nedopustíme se velké nepřesnosti, když uvedeme jen ty nejhlavnější. Jsou to:
 1. Kataklyzmické proměnné (Cataclysmic Variables - CVs) a příbuxné objekty. Například GK Per
 2. Málo hmotné rentgenové dvojhvězdy (Low Mass X-Ray Binaries – LMXRB). Například: HZ Her
 3. Velmi hmotné rentgenové dvojhvězdy (High Mass X-Ray Binaries – HMXRB). Například: Cyg X-1
 4. Přechodné zdroje rentgenového záření (X-Ray transients)
 5. Nové typy objektů
 
 Jedním z nejzajímavějších zjištění za posledních několik let je, že velké množství zdrojů vysokoenergetického gama záření jsou kataklyzmické proměnné. Přibližně 10% všech gama zdrojů, které pozoruje družice ESA INTEGRAL jsou právě kataklyzmické proměnné.
 Navíc bylo identifikováno jako zdroje gama záření i několik symbiotických dvojhvězd.
 
 2.2. Jsou opticky proměnné
 galaktické HE zdroje „proměnné hvězdy“?
 Vzhledem k tomu, že mnoho HE zdrojů má opticky proměnnou emisi, vyvstává přirozená otázka, jaké je spojení mezi HE zdroji a proměnnými hvězdami.
 
 1. Ano, některé zdroje jsou klasifikovanými proměnnými hvězdami: například v rentgenovém a gama oboru se projevující kataklyzmické proměnné a symbiotické dvojhvězdy
 2. Některé LMXRB či HMXRB jsou proměnné hvězdy vybočující z klasické klasifikace proměnných hvězd (unikátní proměnné). Např. V 615 Cas
 3. Některé jsou nově detekované proměnné hvězdy
 4. Některé intenzivní HE zdroje nejsou proměnnými hvězdami, jako například nová kategorie galaktických zdrojů z jádra Galaxie – Galactic Bulge Source (GBS). Je jich známo již desítky a vzhledem k poloze je nelze opticky identifikovat.
 5. Dominantní role kataklyzmických proměnných – příspěvek CVs do záření galaktického rentgenového pozadí může být větší, než se dříve předpokládalo.
 
 2.3. Extragalaktické HE zdroje, jako zdroje optického záření
 Početná skupina HE zdrojů patří do kategorie extragalaktických objektů, z nichž nejpočetnější jsou tyto kategorie:
 
 1. Aktivní galaktické jádra (Activ Galactic Nuclei – AGN)
 2. Blazary (Blazars)
 3. Optické dosvity a optické protějšky gama záblesků (Optical Afterglows and Optical Transients of Gama-Ray Bursts - GRBs)
 4. Extragalaktické supernovy (SNe)
 5. Svítivé modré proměnné hvězdy v cizích galaxiích (Luminous Blue Variables - LBV)
 
 V tomto článku se dozvíte více o několika příkladech blazarů detekovaných v gama záření družicí INTEGRAL.
 
 2.4. Jak pozorovat
 Je mnoho modů pozorování potřebných při studiu HE zdrojů. Situace je velmi komplexní a zdroje patří do rozličných kategorií.
 
 A) Satelitní kampaně: Jeden z nejdůležitějších modů je optické pozorování, jako podpora z povrchu Země pro satelitní kampaně. Satelit samotný se vybraným objektům věnuje řádově jednotky dnů a aby bylo možné interpretovat takto získaná data, je třeba mít důkladně pokrytou světelnou křivku i několik týdnů před a několik po samotném pozorování. Hvězdné velikosti objektů v satelitních kampaních jsou typicky 12 až 18.
 
 B) Target of Opportunity: Monitorování objektů za účelem zachycení nenadálé události je dalším důležitým modem sledování HE zdrojů. Ve většině případů stačí jeden bod za den, jedná se o objekty typicky 12 až 18 mag. Optický monitoring poskytuje pro satelit takzvaný Target of Opportunity – příležitostný cíl. Pokud pozemští pozorovatelé ohlásí vzplanutí zajímavého HE objektu, satelit se na něj přednostně zaměří.
 
 C) Souběžný monitoring: Další pozorovací mod je dlouhodobé získávání optických dat pro celé období činnosti družice INTEGRAL (2002 – 2012). Tento typ pozorování umožňuje výzkumníkům porovnávat chování zdrojů gama záření v různých spektrálních oborech, což je z fyzikálního hlediska důležité pro popis energetického profilu vyzařování a to v různých fázích aktivity.
 
 D) Následná pozorování (follow-up observations): Pokud dojde k nějaké nenadálé události, kterou zazanamená satelit, jsou upozorněni pozemší pozorovatelé automatickým alertem. To představuje další mod pozorování. Vyžadují rychlou odezvu a v ideálním případě by se mělo jednat o automatické pozorovací stanice. Nicméně i neautomatizované dalekohledy se mohou zúčastnit a s trochou štěstí (závisející na počasí, pozorovacích podmínkách, denní době, …) mají šanci získat důležitá data. Objekty, kterých se to týká jsou především gama záblesky (Gama Ray Bursts, GRB), ale ojediněle se může jednat o jiný typ objektu – jiný vzplanuvší objekt nebo přechodný zdroj HE záření. Předpokládané hvězdné velikosti jsou 6 až 22 mag.
 
 E) Potvrzení identifikace: S blížící se misí ESA Gaia můžeme navíc předpokládat nový typ alertů na podezřelé objekty (většinou vzplanutí) detekované Gaiou. Družice sama o sobě bude mít omezené možnosti potvrdit reálnost objevu a případné potvrzení či dementi vzplanutí tak bude práce pro pozemské pozorovatele.
 Toto potvrzení navržené identifikace představuje další možnost zapojení se malých observatoří. Typické hvězdné velikosti jsou 10 až 20, preferovaná odezva během dnů až týdne. Způsob pozorování je jak rychlá fotometrie, tak dlouhodobý monitoring nových objektů. Požadované jsou filtrovaná pozorování a spektroskopie (může být i nízkodisperzní).
 
 Optická analýza HE zdrojů může poskytnout cenný příspěvek k pochopení fyziky těchto objektů.
 
 3. Potřeba optického monitoringu
 Jak si ukážeme později, velmi častá je situace, že máme satelitní pozorování pokrývající několik let, ale nemáme optická data z tohoto období. A přitom nejdůležitějším cílem bývá rozpoznat aktivní stavy objektu (vzplanutí, období zvýšené aktivity, a podobně). Je to důležité jak pro synchronizaci satelitního pozorování s těmito stavy, tak zpětně je to důležité pro nalezení archivních satelitních dat z tohoto období.
 Vzhledem k tomuto faktu je zapojení amatérských pozorovatelů a malých hvězdáren do pozorování HE zdrojů velmi žádoucí a aktivní pozorovatelé mohou efektivně přispět k současnému výzkumu.
 
 
 4. Kataklyzmické proměnné a příbuzné objekty viděny v gama oboru družicí INTEGRAL
 
 Družice ESA INTEGRAL (Winkler et al., 2002) byla vypuštěna v roce 2002 a předpokládáme, že bude pracovat nejméně do roku 2012. Družice je vybavena čtyřmi teleskopy sloužící pro studium pozorovaného objektu simultánně v oborech gama, rentgenovém a optickém (pro jasnější objekty). Je to velmi vhodné zejména pro:
 
 (a) detekci populace kataklyzmických proměnných a symbiotik s nejtvrdšími rengenými emisemi
 (b) simultánní pozorování v optickém a rentgenovém oboru
 (c) dlouhodobý monitoring s přístrojem OMC – včetně hledání rychlých změn jasnosti během pozorovacích oken (družice sleduje třeba několik dnů jeden objekt a blízké okolí)
 
 Celkem bylo dosud detekováno 21 kataklyzmických proměnných, což bylo překvapivě víc než bylo očekáváno. Téměř 10% všech detekcí INTEGRALu jsou kataklyzmické proměnné.
 - 17 jich bylo zaznamenáno přístrojem IBIS (Barlow et al., 2006, Bird et al., 2007) a identifikováno s katalogem kataklyzmických proměnných (Downes CV catalogue).
 - 4 jsou noví kandidáti na kataklyzmické proměnné, zařazeni do této skupiny objektů podle optické spektroskopie (Masetti et al., 2006) – nejsou dosud v Downesově CV katalogu
 
 Jedná se především o magnetické systémy: 3 polary, 11 potvrzených nebo pravděpodobných přechodných polarů (intermediate polars - IP), 2 trpasličí novy, 4 pravděpodobné magnetické kataklyzmiky, 1 neznámý typ. Periody: převážná většina Porb > 3 hodiny (jen jeden systém má kratší periodu než 3 hodiny). 5 systémů má delší periody než 7 hodin.
 
 Pár statistik: přechodné polary tvoří jen ~2% katalogizovaných kataklyzmických proměnných, ale přitom tvoří většinu objektů zaznamenaných družicí INTEGRAL (přístrojem IBIS). Vypadá to, že IBIS má tendenci detekovat především přechodné polary (intermediate polars) a asynchronní polary než synchronní polary. V tvrdém rentgenovém oboru jsou až 10x svítivější.
 
 Níže jsou uvedené a popsané některé příklady.
 
 V834 Cen
 
 Optická světelná křivka V834 Cen za období činnosti INTEGRALu vykazuje aktivní a neaktivní stavy. Jedná se o polar typu AM Her. Tento polar byl detekován přístrojem IBIS během aktivního stádia. To může vysvětlit, proč některé kataklyzmiky byly zaznamenané IBISem, a některé ne. IBIS je pozoroval v neaktivním stavu.
 
 Optické monitorování HE zdroje je důležité pro to, abychom uměli detekovat aktivní stav (zjasnění). To může znamenat, že objekt zasvítí i v gama záření. Nicméně pro mnoho objektů je složité porovnávat aktivitu v optickém a gama záření a to především pro absenci optických dat! A to je velká výzva pro pozemní pozorovatele.
 
 
 V1223 Sgr
 
 Přechodný polar (IP). Nejsilněji detekovaná kataklyzmika v přehlídce IBIS. Síla signálu 38 sigma na škále 20 – 40 keV. Akrece hmoty probíhá přes disk, jasný rentgenový zdroj (4U 1849–31). Oběžná perioda: Porb = 3.37 h (Osborne et al. 1985, Jablonski and Steiner 1987). Rotační perioda bílého trpaslíka: Prot = 746 s (Osborne et al. 1985).
 
 Synodická perioda (kombinovaný efekt Porb a Prot): Psyn = 794.3 s (Steiner et al. 1981). Výrazné dlouhoperiodické změny jsou: - vzplanutí s trváním okolo 6 hodin a amplitudou >1 mag (van Amerongen & van Paradijs 1989) – epizody hlubokého, nízkého stavu (pokles o několik magnitud) (Garnavich and Szkody 1988).
 
 Indikace vzplanutí: erupce je viditelná přístrojem IBIS (vzplanutí trvající 3,5 hodiny během MJD 52743), síla toku záření gama ~ 3 krát větší než průměrně (Barlow et al., 2006). V optickém oboru vzplanutí zaznamenáno s trváním 6 až 24 hodin, Amerrongen & van Paradijs (1989). To potvrzuje důležitost přístroje OMC (Optical Monitoring Camera) na palubě INTEGRALu. Přestože má dosah jen 15 mag, může poskytnout cenná optická data ze simultálního pozorování v gama a V.
 
 Podobná vzplanutí jsou známá u dalších přechodných polarů (IP), ale jen v optickém oboru a ne v měkkém gama oboru. Například TV Col (Hudec et al., 2005), kde bylo pozorováno 12 vzplanutí v optickém oboru, 5 z nich na archivních deskách z Bambergské observatoře. TV Col je přechodný polar a optický protějšek rentgenového zdroje 2A0526-328 (Cooke et al. 1978, Charles et al. 1979). A je to rovněž první kataklyzmická proměnná objevená díky své rentgenové emisi.
 
 Fyzikální příčiny vzplanutí přechodných (intermediate) polarů jsou a) nestabilita akrečního disku nebo b) nárůst přenosu hmoty ze sekundární složky.
 
 
 Viz obrázek 2: V1223 Sgr nejnovější mozaika (složenina) z teleskopu družice INTEGRAL IBIS. Jedná se o složeninu všech (589 ks) snímků oblasti. Objekt je přímo v centru obrázků.
 
 Viz obrázek 3: Světelná křivka AAVSO pro hvězdu V834 Cen. Nápadná kataklyzmika vyzařující v gama oboru, detekovaná družicí ESA INTEGRAL. Aktivní stav okolo JD 2453000 je časové období, kdy byl zdroj detekován v gama oboru. Mimo toto vzplanutí nebyl jako zdroj gama záření zachycen.
 
 
 Viz tab 1: Pozorování V 1223 Sgr přístrojem IBIS.
 
 5. Blazary pozorované družicí INTEGRAL
 
 Z extragalaktických HE zdrojů jsou blazary nejdůležitější a rovněž opticky silně proměnné objekty. Několik blazarů, které byly studovány za pomocí dat z INTEGRALu je zmíněno na ukázku dále:
 
 1ES 1959+650
 Tento blazar je výrazný zdroj záření gamma, který byl zaznamenán ale jen v roce 2006. V celkové mozaice pozorování nebo v jiných obdobích nebyl zachycen. Jak je vidět na světelné křivce, v tomto roce prodělal objekt velké optické zjasnění, které nepochybně souvisí se zvýšenou emisí v gamma.
 
 Viz obrázek 4: Optická světelná křivka blazaru 1ES 1959+650 (Tuorla Observatory blazar monitoring program).
 
 Viz obrázek 5: IBIS světelná křivka v oboru gama objektu 1ES 1959+650. Blazar je v datech zaznamenán jen v období optického vzplanutí.
 
 3C66A
 
 Tento blazar je viditelný přístrojem IBIS v oboru gama pouze během optického vzplanutí. Mimo tuto událost je v gama oboru nedetekovatelný.
 
 Viz obrázek 6: Obrázky v gama z přístroje IBIS, blazar 3C66A. MJD interval 52701.32-52849.62, tedy 148.30 dnů [Mar 2004 - Jul 2004], velikost 60×60 [pixels -0.082×0.082] — expozice 128.563 ksec. Tok je (1.66 +- 0.285) 10-11erg/cm2/s. Objekt je zřetelně proměnný.
 
 Viz obrázek 7: Optická světelná křivka blazaru 3C66A (Tuorla Observatory blazar monitoring program).
 
 Viz obrázek 8: Světelná křiva blazaru 3C66A v oboru gama z přístroje IBIS.
 
 7. Unikátní objekty
 
 Kromě zařaditelných, známých objektů popsaných výše se příležitostně objeví objekty z jiných kategorií. Například tento proměnný objekt objevený na pozici zdroje velmi vysoké energie (Ultra High-Energy (UHE)):
 
 - Záhadná, málo prozkoumaná proměnná hvězda na pozici UHE zdroje
 - Jedná se o proměnnou hvězdu V347 Aql spektrální třídy M6 o souřadnicích J2000.0 RA=19h08m01.3s, DEC=+06d18'27, a hvězdné velikosti B= 11.5 mag
 - Spadá do chybového boxu určení pozice UHE zdroje HESS J1908+063
 - Hvězda typu T Tauri?
 - Na kyslík bohatá nepravidelná proměnná hvězda?
 - Infračervený zdroj IRAS
 - Bez známé světelné křivky a přitom velmi jasná – B = 11 mag, tedy ve V cca 10 mag! Jednoznačně prioritní cíl pro amatérská pozorování, nejlépe multibarevná, BVRI
 
 8. Nové typy opticky proměnných objektů
 
 Zcela nový typ HE zdroje byl objeven nově jako optický protějšek záblesku gama - GRB070610 (DeUgarte Postigio, 2007). Oproti běžným zábleskům záření gama však byly pozorovány opakovaná a velmi rychlá vzplanutí v rentgenovém a optickém oboru – asi 40x! Hlavní parametry tohoto GRB jsou shrnuty zde:
 
 - GRB byl detekován 10. června 2007 ve 20:52:26 UT družicí Swift/BAT jako normální GRB (GCN 6489)
 - T90=4.6s
 - Photon index 1.76 ± 0.25
 - Energetický tok (2.4 ± 0.4)·10-7 erg/cm2 (Tueller et al. GCN 6491)
 - XRT (X-Ray Telescope) na družici Swift detekoval protějšek v rentgenovém oboru o 3100s později (GCN 6490) s hustotou sloupce konzistentní s Galaktickou
 - Stefanescu et al. (GCN 6492) oznámili detekci proměnného optického protějšku
 - de Ugarte Postigo et al. (GCN 6501) potvrdili detekci s 1.5m dalekohledm OSN (Observatory of the Sierra Nevada).
 - D.A. Kann et al. (GCN 6505) oznámili Galaktický původ gama záblesku, na základě neobvyklého průběhu vzplanutí a pozice poblíž roviny Galaxie: l=63.3º b=-1º
 - SWIFT J195509+261406
 - Emise mezi jednotlivými vzplanutími pozvolna slábly, dokud nezmizely úplně
 - Po zhasnutí zdroje nebyl nalezen žádný detekovatelný původce/předchůdce gama vzplanutí
 
 Viz obrázek 9: Optická a rentgenová světelná křivka. Obor I. Optický a rentgenový protějšek GRB070610.
 
 Viz obrázek 10: Epizody vzplanutí optického protějšku Galaktického GRB070610.
 
 Co je to za objekt?
 - Událost záblesku záření gama (GRB)
 - Rentgenový, optický a blízký infračervený protějšek
 - Nebyl zachycen žádný radiový nebo milimetrový protějšek
 - Dramatická aktivita vzplanutí
 - Velmi slabý zdroj v klidu
 - Galaktický objekt
 - GRB? - Tvar světelné křivky a poloha to vylučují
 - Mikrokvazar? – Předpokládali bychom silnější emise v oboru gama a v radiovém oboru
 - Vybuchující pulzar? – Ten by vykazoval další gama vzplanutí
 - Opakovaný zdroj vzplanutí v měkkém gama oboru (tzv. soft gama-ray repeater)? – To by byl první detekovaný v optickém oboru.
 
 9. Závěr
 Objekty astrofyziky vysokých energií (HEA - High Energy Astrophysics) vykazují v mnoha případech výraznou optickou proměnnost a svou jasností jsou často v dosahu amatérských pozorovatelů a malých hvězdáren. Pro mnoho objektů existuje velké kvantum dat v rentgenovém či gama oboru, ale jen minimum optických dat! Přitom optická data jsou velmi důležitá pro multispektrální analýzu zdroje. Jedině ta nám pomůže lépe porozumět fyzikálním procesům odehrávajících se v těchto přírodních astrofyzikálních laboratořích.
 
 
 Poděkování
 
 Výzkum HE zdrojů družicí ESA INTEGRAL je podpořen projektem ESA PECS č. 98023. Výzkum HE zdrojů družící ESA Gaia je podpořen projektem ESA PECS č. 98058. Děkuji všem kdo přispěli ke zde zmíněným analýzám a výsledkům, především kolegům V. Šimonovi, F. Munzovi, F. Hrochovi, J. Štroblovi, R. Urbanovi, P. Kubánkovi, M. Topinkovi, M. Jelínkovi, M. Baštovi a mnoha dalším. Luboši Brátovi děkuji za předklad a organizaci projektu HERO.
 
 
 Reference
 
 Winkler, C., Courvoisier, T.J.-L., Di Cocco, G., et al., Astronomy and Astrophysics, Vol. 411,
 L1, 2003.
 DeUgarte Postigio A. et al., Procedings of GRB Conference Santa Fe, AIP Conf Proceedings, in press.
 Bhat C. L., et al. Possible detection of TeV gama rays from AM Herculis, Astrophysical
 Journal, Part 1, Vol. 369, 475-478, 1991.
 Downes R., et al. PASP, Vol. 113, 764, 2001.
 Van Amerongen, S. and Van Paradijs J. Detection of a brief outburst from the intermediate
 polar V 1223 SGR, Astronomy and Astrophysics, Vol. 219, 195-196, 1989.
 Garnavich, P., Szkody, P., PASP, 100, 1522, 1988.
 Hudec, R., 1981, BAIC, 32, 938
 Bianchini, A. and Sabbadin, F. The Old-Nova GK Per (1901): Evidence for a Time-Delay
 Between its X-Ray and Optical Outbursts, Information Bulletin on Variable Stars, 2751,
 1, 1985.
 Watson, M.G., King, A.R., Osborne, J, MNRAS, Vol. 212, 917, 1985.
 Warner, B., Cataclysmic Variable Stars, Cambridge Univ. Press, 1995.
 Dobrzycka, D., et al. The Hot Component of RS Ophiuchi, Astronomical Journal, Vol. 111,
 2090, 1996.
 Barlow, E. J.; Knigge, C.; Bird, A. J.; J Dean, A.; Clark, D. J.; Hill, A. B.; Molina, M.; Sguera,
 V. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 372, Issue 1, pp. 224-232,
 2006.
 Bird A. et al. The Astrophysical Journal Supplement Series, Volume 170, Issue 1, pp. 175-
 186,2007.
 Simon, V.; Hudec, R.; Strobl, J.; Hroch, F.; Munz, F., The Astrophysics of Cataclysmic Variables
 and Related Objects, Proceedings of ASP Conference Vol. 330. Edited by J.-M. Hameury and
 J.-P. Lasota. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, p.477, 2005.
 Massetti N. et al., Astronomy and Astrophysics, Volume 459, Issue 1, November III 2006, pp.21-
 30, 2006.
 Hudec, R.; Simon, V.; Skalicky, J., The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related
 Objects, Proceedings of ASP Conference Vol. 330. Edited by J.-M. Hameury and J.-P. Lasota.
 San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, p.405, 2005.
 Cooke, B. A., et al., Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 182, Feb. 1978, p. 489-
 515, 1978.
 Charles et al. 1979
 Motch, C.; Haberl, F., Cape Workshop on Magnetic cataclysmic variables; Astronomical Society
 of the Pacific Conference Series, Volume 85, Proceedings of the Cape Workshop, held in Cape
 Town, 23-27 January 1995, San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP),—c1995,
 edited by D.A.H. Buckley and B. Warner, p.109, 1995.
 Motch et al., Astronomy and Astrophysics, v.307, p.459-469, 1996.
 de Martino, D. et al., Astronomy and Astrophysics, v.415, p.1009-1019, 2004.
 Suleimanov, V.; Revnivtsev, M.; Ritter, H.., Astronomy and Astrophysics, Volume 443, Issue 1,
 November III 2005, pp.291-291, 2005.
 Ishida M. et al., MNRAS 254, 647, 2002.
 Sokolski J. L. et al., BAAS 37, 1216, 2005.
 Jablonski, F., Steiner, J.E., 1987, ApJ, 323, 672
 Osborne, J., Rosen, R., Mason, K.O., Beuermann, K., 1985, Sp.Sc.Rev., 40, 143