Alpheratz
Estrella binaria en la constelación de Andrómeda

Alferatz/α Andrómeda
Ubicación de Alpheratz en Andrómeda (en un círculo)
Ubicación de Alpheratz en Pegasus (en un círculo)
Datos de observación
Época J2000.0       Equinox J2000.0 ( ICRS )
ConstelaciónAndrómeda
Ascensión recta00 h 08 min 23,25988 s [1]
Declinación+29° 05′ 25.5520″ [1]
Magnitud aparente  (V)2,06 (2,22 + 4,21) [2]
Características
Índice de color U−B-0,46 [3]
Índice de color B−V-0,11 [3]
Índice de color R−I−0,10 [3]
Primario
Tipo espectralB8IV-VHgMn [4]
Índice de color B−V-0,06 [5]
Secundario
Tipo espectralA7V [5]
Índice de color B−V0,22 [5]
Astrometria
Primario
Velocidad radial (R v )−10,6 ± 0,3 [a]  km/s
Movimiento propio (μ) RA:  135,68 [6]  mas / año
Dic.:  −162,95 [6]  mas / año
Paralaje (π)33,62 ± 0,35  mas [1]
Distancia97 ± 1  año luz
(29,7 ± 0,3  pc )
Magnitud absoluta  (M V )−0,193 [5] [b]
Secundario
Magnitud absoluta  (M V )1.797 [5]
Órbita
Periodo (P)96,69 [7] días
Semieje mayor (a)23,917 ± 0,127  mas [7]
(0,7146 ± 0,0327  UA ) [5]
Excentricidad (e)0,526 ± 0,013 [7]
Inclinación (i)105,8 ± 0,17 [7] °
Longitud del nodo (Ω)104,46 ± 0,48 [7] °
Época del periastrón (T)MJD 47374,563 ± 0,095 [2]
Argumento del periastrón (ω)
(secundario)		257,4 ± 0,31 [2] °
Detalles
Primario
Masa3,63 ± 0,201 [7]  M ☉
Radio2,94 ± 0,34 [5] [c]  R ☉
Luminosidad (bolométrica)158+41
−33[5]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )3,75 [8]  cgs
Temperatura11.950 [5]  K
Rotación2,38 d [9]
Velocidad de rotación ( v  sen  i )53 [10]  kilómetros por segundo
Edad60; [8] 200+117
−74[5]  Mir
Secundario
Masa1,875 ± 0,096 [7]  M ☉
Radio2,03 ± 0,23 [5] [d]  R ☉
Luminosidad (bolométrica)14,79+3,83
-3,04[5]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )4.0 [8]  cc
Temperatura7,935 [5]  K
Edad70; [8] 447+184
−130[5]  Mir
Otras denominaciones
Alpheratz, Sirrah, Sirah, α Y, Alpha Andromedae, Alpha Y, δ Pegasi , δ Peg, Delta Pegasi, Delta Peg, 21 Andromedae , 21 Y, H 5 32A , MKT 11 , ADS  94 A, BD +28°4, CCDM  J00083+2905A, FK5  1, GC  127, HD  358, HIP  677, HR  15, IDS  00032+2832 A, LTT  10039, NLTT  346, PPM  89441, SAO  73765, WDS  00084+2905A/Aa [6] [11] [12]
Referencias de bases de datos
SIMBADdatos

Alpheratz / æ l ˈ f ɪər æ t s / , [ 13] [14] o Alpha Andromedae ( α Andromedae , abreviada Alpha And o α And ), es una estrella binaria a 97 años luz de la Tierra y es la estrella más brillante del constelación de Andrómeda cuando Mirach (β  Andromedae) sufre su oscurecimiento periódico. Inmediatamente al noreste de la constelación de Pegaso , se encuentra la estrella superior izquierda de la Gran Plaza de Pegaso.

Aunque a simple vista parece una estrella única, con una magnitud visual aparente total de +2,06, en realidad es un sistema binario compuesto por dos estrellas en órbita cercana . La composición química de la más brillante de las dos estrellas es inusual, ya que se trata de una estrella de mercurio y manganeso cuya atmósfera contiene niveles anormalmente altos de mercurio , manganeso y otros elementos, incluidos el galio y el xenón . [15] Es la estrella de mercurio y manganeso más brillante conocida. [15]

Nomenclatura

Alpha Andromedae es la estrella más brillante de la constelación de Andrómeda (derecha).

α Andromedae ( latinizado como Alpha Andromedae ) es la designación de Bayer de la estrella . Ptolomeo consideró que la estrella (sistema) era compartida por Pegaso y Johann Bayer le asignó una designación en ambas constelaciones: Alpha Andromedae (α And) y Delta Pegasi (δ Peg). Desde que la UAI estandarizó los límites de las constelaciones y los publicó ampliamente dos años después en 1930, el nombre alternativo Pegasi ha dejado de usarse, colocándolo ligeramente fuera de esa constelación. [16]

Para la mayoría de los centros de aprendizaje europeos, la estrella tenía el nombre de Alpheratz ( / æ l ˈ f iː r æ t s / [17] ) o la simplificación cognada Alpherat o la otra parte de la legendaria descripción: Sirrah / ˈ s ɪr ə / .

El origen de estos tres, el nombre frasal árabe , es سرة الفرس surrat al-faras "ombligo de la yegua/caballo", atrayendo una consonante dura no presente arriba debido a una vocal siguiente. El caballo corresponde de manera equivalente al caballo alado de los griegos, Pegaso. La estrella es en casi todas las representaciones parte del asterismo principal de Pegaso y Andrómeda. [18] En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [19] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 [20] confirmó Alpheratz como el nombre de la estrella principal.

Otros términos para esta estrella utilizados por algunos astrónomos medievales fueron راس المراة المسلسلة rās al-mar'a al-musalsala (cabeza de la mujer encadenada), [18] al-kaff al-khaḍīb y kaff al-naṣīr (palma de los fieles). La mujer encadenada hacía referencia a Andrómeda . [21]

En el zodíaco lunar hindú , esta estrella, junto con las otras estrellas del Gran Cuadrado de Pegaso ( α , β y γ Pegasi ), forman los nakshatras de Pūrva Bhādrapadā y Uttara Bhādrapadā . [18]

En chino ,壁宿( Bì Sù ), que significa pared , se refiere a un asterismo que consiste en α Andromedae y γ Pegasi . [22] En consecuencia, el nombre chino para α Andromedae en sí es壁宿二( Bì Sù èr , español: la segunda estrella de la pared ). [23]

También se la conoce como una de las “Tres Guías” que marcan el meridiano principal de los cielos, siendo las otras dos Beta Cassiopeiae y Gamma Pegasi . Se creía que bendecía a los nacidos bajo su influencia con honor y riquezas. [24]

Sistema

Alpheratz

La velocidad radial de una estrella que se aleja o se acerca al observador se puede determinar midiendo el corrimiento al rojo o al azul de su espectro . El astrónomo estadounidense Vesto Slipher realizó una serie de mediciones de este tipo entre 1902 y 1904 y descubrió que la velocidad radial de α Andromedae variaba periódicamente. Concluyó que se encontraba en órbita en un sistema estelar binario espectroscópico con un período de unos 100 días. [25] Hans Ludendorff publicó una órbita preliminar en 1907, [26] y Robert Horace Baker publicó posteriormente una órbita más precisa . [27]

La estrella más débil del sistema fue resuelta por primera vez mediante interferometría por Xiaopei Pan y sus colaboradores durante 1988 y 1989, utilizando el interferómetro estelar Mark III en el Observatorio del Monte Wilson , California , Estados Unidos. Este trabajo fue publicado en 1992. [28] Debido a la diferencia de luminosidad entre las dos estrellas, sus líneas espectrales no se observaron hasta principios de la década de 1990, en observaciones realizadas por Jocelyn Tomkin, Xiaopei Pan y James K. McCarthy entre 1991 y 1994 y publicadas en 1995. [29]

Ahora se sabe que las dos estrellas orbitan entre sí con un período de 96,9 días. [7] La ​​estrella más grande y brillante, llamada primaria , tiene un tipo espectral de B8IV-VHgMn, [4] una masa de aproximadamente 3,6 masas solares , [7] una temperatura superficial de aproximadamente 11.900 K (o 13.850 K [10] ) y, medida en todas las longitudes de onda , una luminosidad de aproximadamente 160 veces la del Sol . [5] Su compañera más pequeña y débil, la secundaria , tiene una masa de aproximadamente 1,9 masas solares [7] y una temperatura superficial de aproximadamente 7.900 K, y, nuevamente medida en todas las longitudes de onda, una luminosidad de aproximadamente 15 veces la del Sol . Es una estrella de tipo A tardío cuyo tipo espectral se estima como A7V. [5]

Particularidades químicas

En 1906, Norman Lockyer y FE Baxandall informaron que α Andromedae tenía varias líneas inusuales en su espectro . [30] En 1914, Baxandall señaló que la mayoría de las líneas inusuales provenían del manganeso , y que había líneas similares presentes en el espectro de μ Leporis . [31] En 1931, WW Morgan identificó 12 estrellas adicionales con líneas de manganeso que aparecían en sus espectros. [32] Muchas de estas estrellas fueron identificadas posteriormente como parte del grupo de estrellas de mercurio-manganeso , [33] una clase de estrellas químicamente peculiares que tienen un exceso de elementos como mercurio , manganeso , fósforo y galio en sus atmósferas. [34] , §3.4. En el caso de α Andromedae, la estrella primaria más brillante es una estrella de mercurio-manganeso que, además de los elementos ya mencionados, tiene exceso de xenón .

En 1970, Georges Michaud sugirió que estas estrellas químicamente peculiares surgían de la difusión radiativa. Según esta teoría, en estrellas con atmósferas inusualmente tranquilas , algunos elementos se hunden bajo la fuerza de la gravedad , mientras que otros son empujados a la superficie por la presión de la radiación . [34] , §4. [35] Esta teoría ha explicado con éxito muchas peculiaridades químicas observadas, incluidas las de las estrellas de mercurio y manganeso. [34] , §4.

Variabilidad de la primaria

Se ha informado que α Andromedae es ligeramente variable , [36] pero las observaciones de 1990 a 1994 encontraron que su brillo era constante con un margen de menos de 0,01 de magnitud. [37] Sin embargo, Adelman y sus colaboradores descubrieron, en observaciones realizadas entre 1993 y 1999 y publicadas en 2002, que la línea de mercurio en su espectro a 398,4 nm varía a medida que la primaria rota. Esto se debe a que la distribución del mercurio en su atmósfera no es uniforme. La aplicación de imágenes Doppler a las observaciones permitió a Adelman et al. descubrir que estaba concentrado en nubes cerca del ecuador. [38] Estudios posteriores de imágenes Doppler, publicados en 2007, mostraron que estas nubes se desplazan lentamente sobre la superficie de la estrella. [9]

Observación

Constelación de Andrómeda. α Andromedae, denominada Sirrah , está en la parte inferior derecha de la constelación, bordeando Pegaso.

La ubicación de α Andromedae en el cielo se muestra a la izquierda. Se puede ver a simple vista y, en teoría, es visible en todas las latitudes al norte de los 60° S. Durante la noche, desde agosto hasta octubre, estará alta en el cielo, como se ve desde las latitudes medias del norte. [39]

Compañero óptico

ANUNCIOS 94 B
Datos de observación
Época J2000.0       Equinox J2000.0 ( ICRS )
ConstelaciónAndrómeda
Ascensión recta00 h 08 min 16,626 s [40]
Declinación+29° 05′ 45.49″ [40]
Magnitud aparente  (V)10.8 [40]
Características
Tipo espectralG5 [40]
Índice de color B−V1.0 [40]
Astrometria
Movimiento propio (μ) RA:  −3,9 [40]  mas / año
Dec.:  −24,0 [40]  mas / año
Paralaje (π)2,3990 ± 0,0369  mas [41]
Distancia1.360 ± 20 años  luz
(417 ± 6  años luz )
Posición (relativa a A)
Época de observación2000
Distancia angular89,3 ″ [11]
Ángulo de posición284° [11]
Otras denominaciones
H 5 32B , BD +28°4B, CCDM  J00083+2905B, IDS  00032+2832 B, PPM  89439, WDS  00084+2905B. [11] [40]
Referencias de bases de datos
SIMBADdatos

El sistema binario descrito arriba tiene una compañera visual óptica , descubierta por William Herschel el 21 de julio de 1781. [11] [42] [43] Designada como ADS 94 B en el Catálogo de Estrellas Dobles de Aitken , es una estrella de tipo G con una magnitud visual aparente de aproximadamente 10,8. [40] Aunque por coincidencia aparece cerca de las otras dos estrellas en el cielo, está mucho más distante de la Tierra; el paralaje observado por Gaia sitúa a esta estrella a más de 1.300 años luz de distancia. [42]

Notas

  1. ^ El valor es para el centro de masa del sistema.
  2. ^ La magnitud absoluta combinada del sistema es -0,354.
  3. ^ Aplicando la ley de Stefan-Boltzmann con una temperatura solar efectiva nominal de 5.772  K :
    ( 5 , 772 11 , 950 ) 4 ⋅ 10 2.2 = 2.937   R ⊙ {\displaystyle {\sqrt {{\biggl (}{\frac {5,772}{11,950}}{\biggr )}^{4}\cdot 10^{2.2}}}=2.937\ R_{\odot }} .
  4. ^ Aplicando la ley de Stefan-Boltzmann con una temperatura solar efectiva nominal de 5.772  K :
    ( 5 , 772 7 , 935 ) 4 ⋅ 10 1.17 = 2.035   R ⊙ {\displaystyle {\sqrt {{\biggl (}{\frac {5,772}{7,935}}{\biggr )}^{4}\cdot 10^{1.17}}}=2.035\ R_{\odot }} .


Referencias

  1. ^ abc Van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ Entrada abc , identificador WDS 00084+2905, Sexto catálogo de órbitas de estrellas binarias visuales Archivado el 12 de noviembre de 2017 en Wayback Machine , William I. Hartkopf y Brian D. Mason, Observatorio Naval de los Estados Unidos. Consultado en línea el 12 de agosto de 2008.
  3. ^ abc Hoffleit, D.; Warren, WH Jr. "HR 15". Catálogo Bright Star (quinta edición revisada). VizieR .y Hoffleit, D.; Warren, WH Jr. "Descripción detallada de V/50". The Bright Star Catalog (quinta edición revisada). Centre de Données astronomiques de Estrasburgo .
  4. ^ ab "Alpheratz". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 18 de diciembre de 2023 .
  5. ^ abcdefghijklmnop Piccotti, Luca; Docobo, José Ángel; Carini, Roberta; Tamazian, Vakhtang S.; Brocato, Enzo; Andrade, Manuel; Campo, Pedro P. (01/02/2020). "Un estudio de las propiedades físicas de los SB2 con órbitas tanto visuales como espectroscópicas". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 492 (2): 2709–2721. Código Bib : 2020MNRAS.492.2709P. doi : 10.1093/mnras/stz3616 . ISSN  0035-8711.Entrada de la base de datos de Alpha Andromedae en VizieR .
  6. ^ abc "* alf y". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 12 de agosto de 2008 .
  7. ^ abcdefghij Branham Jr, Richard L. (1 de enero de 2017). "Una órbita tridimensional para la estrella binaria Alpha Andromedae". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 464 (1): 1095-1101. Código bibliográfico : 2017MNRAS.464.1095B. doi : 10.1093/mnras/stw2393 . hdl : 11336/64233 . ISSN  0035-8711.
  8. ^ abcd Ryabchikova, T.; Malanushenko, V.; Adelman, SJ (1998). "El binario espectroscópico de doble línea alfa Andromedae: elementos orbitales y abundancias elementales". Contribuciones del Observatorio Astronómico Skalnate Pleso . 27 (3): 356. arXiv : astro-ph/9805205 ​​. Código Bibliográfico :1998CoSka..27..356R.
  9. ^ ab Kochukhov, O.; et al. (2007). "El clima en la atmósfera estelar revelado por la dinámica de las nubes de mercurio en α Andromedae". Nature Physics . 3 (8): 526–529. arXiv : 0705.4469 . Bibcode :2007NatPh...3..526K. doi :10.1038/nphys648. S2CID  117951514.
  10. ^ ab David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (1 de mayo de 2015). "Las edades de las estrellas de tipo temprano: métodos fotométricos de Strömgren calibrados, validados, probados y aplicados a anfitriones y posibles anfitriones de exoplanetas captados directamente en imágenes". The Astrophysical Journal . 804 (2): 146. arXiv : 1501.03154 . Bibcode :2015ApJ...804..146D. doi :10.1088/0004-637X/804/2/146. ISSN  0004-637X.Entrada de base de datos de Alpheratz en VizieR .
  11. ^ abcde Entrada 00084+2905, código de descubridor H 5 32, componentes Aa-B, The Washington Double Star Catalog Archivado el 16 de agosto de 2011 en Wayback Machine , Observatorio Naval de los Estados Unidos . Consultado en línea el 15 de agosto de 2017.
  12. ^ Entrada 00084+2905, código de descubridor MKT 11, componentes Aa, The Washington Double Star Catalog Archivado el 16 de agosto de 2011 en Wayback Machine , Observatorio Naval de los Estados Unidos . Consultado en línea el 15 de agosto de 2017.
  13. ^ Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). Diccionario de nombres de estrellas modernas: una breve guía de 254 nombres de estrellas y sus derivaciones (2.ª ed. rev.). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  14. ^ "Catálogo de nombres de estrellas de la IAU" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  15. ^ de Alpheratz, Kaler Stars [1] 14/02/2013
  16. ^ Uranometria de Bayer y cartas de Bayer
  17. ^ Diccionario Merriam-Webster 2017 – Alpheratz
  18. ^ abc Allen, RA (1899). Nombres de estrellas y sus significados. GE Stechert. pág. 35. LCCN  99004138.
  19. ^ "Grupo de trabajo de la UAI sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  20. ^ "Boletín del Grupo de Trabajo de la UAI sobre Nombres de Estrellas, N.º 1" (PDF) . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  21. ^ Goldstein, BR (1985). "Listas de estrellas en hebreo". Centaurus . 28 (3): 185–208. Código Bibliográfico :1985Cent...28..185G. doi :10.1111/j.1600-0498.1985.tb00745.x.
  22. ^ Retrato de una joven (2005). El arte de la pintura china(en chino). 台灣書房出版有限公司. pag. 170.ISBN​ 978-986-7332-25-7.
  23. ^ 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 (en chino). Museo Espacial de Hong Kong . Archivado desde el original el 25 de octubre de 2008 . Consultado el 26 de noviembre de 2008 .
  24. ^ Olcott, WT (1911). Historia de las estrellas de todas las épocas. GP Putnam's Sons . pág. 26. LCCN  11031153.
  25. ^ Slipher, VM (1904). "Una lista de cinco estrellas con velocidades radiales variables". The Astrophysical Journal . 20 : 146. Bibcode :1904ApJ....20..146S. doi :10.1086/141148.
  26. ^ Ludendorff, H. (1907). "Provisorische Bahnelemente des spektroskopischen Doppelsterns α Andromedae". Astronomische Nachrichten . 176 (20): 327–328. Código bibliográfico : 1907AN....176..327L. doi : 10.1002/asna.19071762007.
  27. ^ Baker, RH (1910). "La órbita de α Andromedae". Publicaciones del Observatorio Allegheny de la Universidad Occidental de Pensilvania . 1 (3): 17. Bibcode :1910PAllO...1...17B.
  28. ^ Pan, X.; et al. (1992). "Determinación de la órbita visual del sistema binario espectroscópico Alpha Andromedae con precisión de submiliarsegundos de arco". The Astrophysical Journal . 384 : 624. Bibcode :1992ApJ...384..624P. doi : 10.1086/170904 .
  29. ^ Tomkin, J.; Pan, X.; McCarthy, JK (1995). "Detección espectroscópica de las secundarias del binario espectroscópico interferométrico Hyades theta2 Tauri y del binario espectroscópico interferométrico alpha Andromedae". Astronomical Journal . 109 : 780. Bibcode :1995AJ....109..780T. doi : 10.1086/117321 .
  30. ^ Lockyer, N.; Baxandall, FE (1906). "Algunas estrellas con espectros peculiares". Actas de la Royal Society de Londres. Serie A . 77 (520): 550. Bibcode :1906RSPSA..77..550L. doi : 10.1098/rspa.1906.0049 . JSTOR  92668.
  31. ^ Baxandall, FE (1914). "Estrellas, espectros de, en las líneas mejoradas de Manganeso en el espectro de α Andromedae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 74 (3): 250. Bibcode :1914MNRAS..74..250B. doi : 10.1093/mnras/74.3.250 .
  32. ^ Morgan, WW (1931). "Estudios en espectros estelares peculiares. I. Las líneas de manganeso en α Andromedae". The Astrophysical Journal . 73 : 104. Bibcode :1931ApJ....73..104M. doi : 10.1086/143299 .
  33. ^ Cowley, CR; Aikman, GCL (1975). "Un estudio de la característica lambda 3984 en las estrellas de mercurio-manganeso". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 87 : 513. Bibcode :1975PASP...87..513C. doi : 10.1086/129801 .
  34. ^ abc Smith, KC (1996). "Estrellas calientes químicamente peculiares". Astrofísica y ciencia espacial . 237 (1–2): 77–105. Bibcode :1996Ap&SS.237...77S. doi :10.1007/BF02424427. S2CID  189836091.
  35. ^ Michaud, G. (1970). "Procesos de difusión en estrellas peculiares". The Astrophysical Journal . 160 : 641. Bibcode :1970ApJ...160..641M. doi : 10.1086/150459 .
  36. ^ "alf And* (entrada 019001)". Catálogo general de estrellas variables . Instituto Astronómico Sternberg . Archivado desde el original el 20 de junio de 2017. Consultado el 12 de agosto de 2008 .
  37. ^ Adelman, SJ; et al. (1994). "Fotometría ultravioleta de las estrellas químicamente peculiares Alpha Andromedae, HD 184905, HR 8216 y HR 8434". Suplemento de Astronomía y Astrofísica . 106 : 333. Bibcode :1994A&AS..106..333A.
  38. ^ Adelman, SJ; et al. (2002). "La variabilidad de la línea Hgiiλ3984 de la estrella Mercurio-Manganeso α Andromedae". La revista astrofísica . 575 (1): 449–460. Código Bib : 2002ApJ...575..449A. doi : 10.1086/341140 .
  39. ^ "Alpheratz". MSN Encarta . Archivado desde el original el 3 de noviembre de 2009. Consultado el 19 de agosto de 2008 .
  40. ^ abcdefghi "TYC 1735-3181-1". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 12 de agosto de 2008 .
  41. ^ Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .
  42. ^ ab Burnham, R. (1978). Manual celestial de Burnham: guía para el observador del universo más allá del sistema solar . Vol. 1. Courier Dover Publications . pág. 111. ISBN. 0-486-23567-X.
  43. ^ Véase p. 140, entrada 32 en Herschel, M.; Watson, D. (1782). "Catálogo de estrellas dobles. Por el Sr. Herschel, FRS comunicado por el Dr. Watson, Jun". Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 72 : 112–162. Bibcode :1782RSPT...72..112H. doi : 10.1098/rstl.1782.0014 . JSTOR  106455. S2CID  186209247.
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