Mimosa (astronomia) – Wikipedia Wikipedia

Posted on by
before-content-x4

Mimoza

Litera β wskazuje pozycję Mimozy w konstelacji południowego krzyża.

Klasyfikacja Niebieska gigantyczna / niebieska gwiazda głównej sekwencji
Klasa duchów B0,5III [Pierwszy] / B2v [Pierwszy]
Rodzaj zmiennej Beta cefei
Okres zmienności 0,191184600 dni [Pierwszy]
Odległość od słońca 291 ± 26 Al [2]
Konstelacja South Cross
Koordynować
(All’epoca J2000)
Retta Wniebowstąpienie dwunasty H 47 M 43.26 S [3]
Deklinacja -59 ° 41 ′ 19,58 ″ [3]
Lat. galaktyczny +03,1796 [3]
Długi. galaktyczny 302 4623 [3]
Parametry orbitalne
Główna półka 8.7 do [Pierwszy]
Okres orbitalny 1828,0 ± 2,5 dni [Pierwszy]
Skłonność orbitalna 16 ° [Pierwszy]
Ekscentryczność 0,38 ± 0,09 [Pierwszy]
Argom. Perielio 293 ° ± 9 ° [Pierwszy]
Dane fizyczne
Średni zasięg 6.92 [4] /? R ⊙
Makaron
Acceleraz. grawitacyjny na powierzchni 3,6 ± 0,1 log G [Pierwszy] / 4 Log G [Pierwszy]
Okres obrotu 3,6 dni [Pierwszy] /?
Prędkość obrotowa 120 km/s [Pierwszy] /?
Temperatura
powierzchowny 		270 001 000 K [Pierwszy] / 23 000 K [Pierwszy] (głoska bezdźwięczna)
Jasność
Indeks kolorów (B-V) −0,15 [3]
Metaliczność [Fe/h] = −0,08 [5]
Szacowany wiek 8-10 milionów lat [6]
Dane obserwatywne
Aplikacja rozmiaru. +1.30 [3]
Rozmiar tyłka. −3,45 [7]
Paralaksa 11,17 ± 0,98 Ale [3]
Właściwy AR: —42,97 MAS/Anno
Grudzień: -16,18 mas / rok [3]
Prędkość promieniowa +15,6 km/s [3]
Nomenklatura alternatywa
Zmień dane na Wikidata · podręcznik
after-content-x4

Koordynować: Carta celeste dwunasty H 47 M 43.26 S , -59 ° 41 ′ 19,58 ″

Mimoza (Beta Cross / β Cross / β Cru), Chiamata Anche Becrux , jest gwiazdą należącą do konstelacji południowego krzyża. Z pozorną wielkością 1,30 [3] Jest to druga najzdolniejsza gwiazda konstelacji po Acrux, a także dwudziestą najzdolniejszą gwiazdę nocnego nieba. Jego wyraźnie południowa pozycja sprzyja jej obserwacji na półkuli południowej, podczas gdy obserwatorzy półkuli borealnej są karani. Mimosa jest w rzeczywistości systemem gwiezdnym składającym się z trzech składników: dwóch ciepłych i masywnych gwiazd klasy B oraz głównej gwiazdy przed-nawet nawet, wciąż w fazie formacji. Głównym jest również zmienna typu β Cefei. System znajduje się około 290 lat świetlnych od słońca [8] . Nazwa gwiazdy prawdopodobnie pochodzi od nazwy homonimicznego kwiatu [9] .

Mimosa wydaje się być naga jak błyskotliwa niebieska gwiazda, po wyraźnym śladu południowej Drogi Mlecznej. Jest to najbardziej orientalny z czterech gwiazd ułożonych w krzyżu, który charakteryzuje konstelację południowego krzyża: zatem wśród tych gwiazd najbliższe pary α Centauri – β Centauri, z której wynosi około 10 °. Obserwacyjne otoczenie Mimozy jest bardzo interesujące: znajduje się na niebie z mniejszym niż o jeden stopień na północny zachód od słynnego otwartego klastra zwanego Trumna radości , lub NGC 4755. Jest to klaster około 280 gwiazdek skoncentrowany w odniesieniu do średnicy zaledwie 10 stóp, który w hipotetycznej odległości 7600 lat świetlnych jest równoważny około 14 lat świetlnym.

Najjaśniejszą gwiazdą fotografii jest Mimosa. Otwarty klaster NGC 4755 jest widoczny w środku, podczas gdy mgławica węgla jest obserwowana w dolnej części.

Nieco więcej niż stopień na południe od Mimosa, słynna mgławica węgla jest obserwowalna, jedna z najsłynniejszych ciemnych mgławiców sklepienia niebieskiego, bardzo widoczna dla obserwatora, ponieważ nakłada się na rozległy obszar Drogi Mlecznej. Ponadto Mimosa jest 4 ° 15 ‘z Acrux, z którym tworzy parę gwiazd o wielkości mniejszej niż 1,5 bliżej niż nocne niebo. Pozostanie taki do około 2150 roku, kiedy zostanie przekroczony przez parę α Centauri – Centauri, która zmniejsza swoją pozorną odległość [dziesięć] .

Mimosa ma deklinację –59 °. Ta wyraźnie południowa pozycja oznacza, że ​​obserwatorzy mogą zaobserwować tylko na południe od 31. Północnej Paralle, która wyklucza Kanadę, dobrą część Stanów Zjednoczonych, całej Europy, całej Rosji i większości Chin. Zamiast tego zaczyna być obserwowalny z Egiptu, Teksasu, Półwyspu arabskiego, północnego Indii i południowych Chin. Z drugiej strony stają się okolicznościami zaczynającymi się od 31. południowej równoległości, jadąc na południe [11] .

Najbardziej sprzyjający okres jego obserwacji w wieczornym niebo spada w miesiącach od stycznia do czerwca; Na półkuli południowej jej rosnąca obecność na niebie krótko po zachodzie słońca wskazuje na początek sezonu jesiennego, podczas gdy w zimowe wieczory gwiazda znika pod horyzontem południowym kilka godzin po zachodzie słońca.

Ze względu na precesję równonocy, 2500 lat temu gwiazda była doskonale widoczna z prawie wszystkich Morza Śródziemnego, tak że ludzie tacy jak Grecy i Rzymianie mogli je obserwować całkiem dobrze, nawet jeśli nisko na horyzoncie południowym; Gwiazda była częścią tylnych nóg Centaur, podobnie jak cała konstelacja Krzyża Południowego, która została następnie uznana za takie.

Mapa stowarzyszenia Scorpius-Centaurus. Mimosa jest na dole, w niższej grupie centaur.

Jest prawdopodobne, że Mimosa należy do stowarzyszenia Stellar Scorpius-Centaurus, stowarzyszenia OB najbliższego Ziemi, która obejmuje wiele jasnoniebieskich gwiazd Skorpiona, Wolfa, Centaur i South Cross [dwunasty] . Setki gwiazd o masie równej lub większej niż 15 mas słonecznych zostały zidentyfikowane jako należące do tego stowarzyszenia, w tym niektóre gwiazdy (takie jak Antares) w zaawansowanej fazie ich cyklu życia [13] ; Uważa się, że łączna liczba członków osiąga 1000-1200 gwiazdek [14] .

after-content-x4

Stowarzyszenie Scorpius-Reteurus jest podzielone na trzy podgrupy gwiazd, zwane Najwyższy skorpion W Superior Centaur-Lupo To jest Niższe Centaur-Croce . Jest prawdopodobne, że Mimosa jest częścią drugiej podgrupy, która rozciąga się w południowo -zachodniej części Centaur i która zajmuje obszar nieba widocznego w kierunku Krzyża Południowego i Moskwy, aż dotrze do północno -wschodniego krańca kadłuba Hull [dwunasty] . Wiek gwiazd podgrupy różni się w zależności od ich pozycji: składniki północno -wschodniej części, najbliżej grupy Superior Centaur-Lupo , mają około 17 milionów lat, podczas gdy najbardziej wysunięte na południe komponenty mają niższy wiek, równy około 12 milionów lat; Ujawnia to, że zjawiska formacji gwiezdnej będą stopniowo odbywać się w kierunku północ-południe [15] . Wśród trzech podgrup stowarzyszenia SCO-CEN niższa Centaur-Croce jest najbliższa, ze średnią odległością 118 Parsec (około 385 lat świetlnych) [dwunasty] .

To, co budzi wątpliwości co do rzeczywistej przynależności Mimozy do tej podgrupy, jest jej prędkość promieniowa, która różni się od prędkości innych członków stowarzyszenia [dwunasty] . Jednak natura wielu gwiazdy Mimosa mimosa dane dotyczące prędkości promieniowej w miarę dodawania ruchu orbitalnego komponentów wokół innych. Kiedy ten czynnik został uwzględniony, prędkość promieniowa jest bardziej kompatybilna z przynależnością do podgrupy [16] . Ponadto obecność niebieskiej gwiazdy masy mimozy w związku z OB takim jak obecność Niższe Centaur-Croce Nie wydaje się to wynikiem zbiegiem okoliczności [14] . W oparciu o metodę, która nie tylko wykorzystuje prędkości promieniowe gwiazd, ale także ich paralaks i ich własny rower oraz stosowanie nowszych miar dotyczących tych trzech rodzajów danych, Rizzuto i in. (2011) przypisali Mimozę do związku z 73% prawdopodobieństwem [17] .

Na podstawie badań przeprowadzonych przez satelitę Hipparcos, paralaksa Mimosa obliczono w 11,17 ± 0,98 Milliarcosecondi [3] , który umieszcza go w odległości 291 ± 26 lat świetlnych od Ziemi. Odległość ta jest kompatybilna z należącym do podmorownika niższego Centaur-Croce.

Chociaż, podobnie jak wiele gwiazd półkuli południowej, nie została jeszcze intensywnie zbadana, cechy fizyczne Mimozy są szeroko znane. Gwiazda uznano za zmienną prędkość promieniową już na początku XX wieku [18] i jako spektroskopowy binarny z Heintz (1957) [19] , który oddraża okres orbitalny wynoszący 7-8 lat. Aerts i in. (1998), na podstawie obserwacji spektroskopowych przeprowadzonych w ciągu 13 lat, zapewniają lepsze oszacowanie parametrów orbitalnych binarnych [Pierwszy] . Wydukają okres orbitalny 1828,0 ± 2,5 dni (nieco ponad 5 lat), mimośrodowości orbitalnej 0,38 ± 0,09, nachylenie orbitalne 16 ° i temat perdiolio 293 ° ± 9 °. Główna półka na orbicie wynosi 8,7 UA (około 1,3 miliarda km), podczas gdy wysoka ekscentryczność prowadzi dwa elementy zbliżające się do 5,4 UA (około 850 milionów km) do periastro i pozostawianie do 12 UA (około 1,8 miliarda km ) w hedgehog.

Główny [[[ zmiana |. Modifica Wikitesto ]

Mimosa wyróżnia się na tle Drogi Mlecznej.

Badanie głównego ułatwiono fakt, że możliwe było zmierzenie średnicy narożnej gwiazdy za pomocą technik interferometrycznych. Korzystanie z interferometru intensywności gwiezdnej Narrabra, zlokalizowanej w Narrabri, w Nowej Południowej Walii, Hanbury Brown i in. (1974) uzyskali wartość 0,722 ± 0,023 MAS [4] . W odległości obliczonej przez Hipparcos odpowiada to promieniu 6,92 r ⊙ [20] . Inne przydatne informacje do badania pierwotnego pochodzenia z jego parametrów orbitalnych i różnicy jasności z wtórnym, który wynosił 2,9 wielkości do 443 nm [4] . Oznacza to, że wtórne emitują do tej długości fali 8,5% tego, co emituje podstawowy. Wreszcie Aerts i in. (1998) [Pierwszy] Oblicz grawitację powierzchniową 3,6 ± 0,1 log G ; Ta ostatnia liczba jest ważna, ponieważ wraz z pomiarem promienia pozwala wnioskować, niezależnie od śladów ewolucyjnych lub parametrów orbitalnych, masę gwiazdy, aby potwierdzić dobroć pomiarów inne parametry gwiazd.

Najlepszym kandydatem do spełnienia wszystkich tych wymagań jest gigantyczna klasa spektralna B0.5III, która ma masę 16 m ⊙ , temperatura powierzchni 27 000 ± 1000 K i jasność 34 000 l ⊙ [Pierwszy] . Korzystanie z tych parametrów i za pomocą śladów ewolucyjnych Bertelli i in. (1994) [21] , jeśli zostaniesz wywnioskowany w wieku 8-10 milionów lat [6] . Sugeruje to, że choć już uciekł z głównej sekwencji, gwiazda była niedawno [6] . Rzutowana prędkość rotacji gwiazdy ( W × Sin I ) Oszacowano na 35 km/s [22] . Ponieważ pliki binarne o osi wyższej niż 10 UA mają osie obrotu tożółowo prostopadle do płaszczyzny orbitalnej, można założyć, że I wynosi od 15 ° a 20 °; Oznacza to, że prędkość obrotowa wynosi około 120 km/s. Biorąc pod uwagę promień gwiazdy, wydedukuje się okres obrotu wynoszący około 3,6 dni.

Właściwości gwiezdnego wiatru głównego nie są jeszcze dobrze znane, ale na podstawie modeli teoretycznych można zapewnić utratę masy 10 −8 M ☉ W roku i prędkość 2000 km/s [6] . Jest to masa około pół miliona razy wyższa niż to, że słońce przegrywa każdego roku z powodu wiatru słonecznego. Gwiezdny wiatr gwiazdy został zbadany w zespole X za pomocą przestrzennego teleskopu Chandra. Umożliwiło to zidentyfikowanie na wietrze dwa elementy w wysokiej temperaturze, jeden, silniejszy, przy 2,5 miliona K, drugi, słabszy, przy 6,5 miliona K, ale nie zidentyfikowano żadnych innych typowych znaków, do których bardzo szybkie wiatry wiatry Zostają napotykane gwiazdy klasy spektralnej lub pierwsze podklasy klasy B. Ponadto emisja X -Ray ma nieco zaakcentowaną zmienność. To sprawiłoby, że pomyślisz z prędkością niższą niż przepisy modeli teoretycznych [6] .

Główny Mimosa został uznany za zmienną β cefei od 1938 r. [23] . Zmienne β cefei to gwiazdy klasy B0-B2 III-V klasy B0-B2, mają masę od 10 do 20 m ☉ , które zmieniają ich jasność kilku centów wielkości w okresach od 0,1 do 0,3 dni. Odmiany są spowodowane pulsacją powierzchni gwiazdy [24] . Od 1938 r. Różne próby były skuteczne w celu ustalenia okresu zmienności głównej mimozy z początkowo bardzo niezgodnymi wynikami: Pagel (1956) sugeruje okres 0,16047 dni [25] , Van Hoot (1962) Okres 0,236507 dni [26] i Shobbrook (1979) okres 0,19120 dni [27] ; Cuypers (1983) proponuje okres Shobbrook, aby go poprawić w 0,1911846 dni [28] . Aerts i in. (1998) [Pierwszy] , najnowsze nowoczesne badanie opublikowane do tej pory w zakresie odmian prędkości promieniowej Mimozy, identyfikuje trzy okresy zmienności, które nakładają się na siebie: pierwszy, zbliżony do tego, który już zidentyfikowany przez Shobbrook i CuyPers ma 0,191184600 dni (odpowiadające 5, 2305468 cykle dziennie); Drugi to 0,167822 dni, a trzeci to 0,182743 dni. Odmiany są spowodowane pulsacją nieradycyjną [29] gwiazdy o złożonych sposobach. Prawdopodobnie ten skomplikowany profil wariantów zależy również od interakcji głównego z wtórnym [Pierwszy] . Obserwacje fotometryczne dokonane przez teleskop kosmiczny drutu w 2002 r. Umożliwiły potwierdzenie spektroskopowych obserwacji AERTS i in. (1998): Mimosa w rzeczywistości przedstawia różnice w jasności, które pokrywają się z trzema okresami zidentyfikowanymi przez tych uczonych w prędkościach promieniowych gwiazdy [30] . Amplituda wariantów jest bardzo mała: 3 milimagnitudi dla pierwszego okresu, 2,7 dla drugiego i 0,6 dla trzeciego [30] .

Wtórny [[[ zmiana |. Modifica Wikitesto ]

Konstelacja Krzyża Południowego. Mimosa jest najbardziej lewą gwiazdą, podczas gdy Acrux jest dolna. Między nimi jest mgławica mgławicy węglowej.

Charakterystyka wtórnego MIMOSA są znacznie mniej znane niż cechy pierwotne. Prawdopodobnie jest to niebieska gwiazda głównej klasy B2V z klasą duchów, ma temperaturę powierzchni między 22 000 a 23 000 K i masa 10 m ☉ [Pierwszy] . Ponieważ 8,5% pierwotnego promieniowania emituje jego jasność powinien wynosić około 2850 l ☉ .

Trzeci komponent [[[ zmiana |. Modifica Wikitesto ]

Obserwowanie Mimozy za pomocą przestrzennego teleskopu Chandra, Cohen i in. (2008) [6] Odkryli trzeci element systemu umieszczony do 4 archekund z głównego. Chociaż nie jest wykrywalny dla innych długości fal, ten składnik jest bardzo jasny w zakresie x, gdzie emituje około jednej trzeciej tego, co emitowane przez główne. Ponadto analiza spektralna umożliwiła wykrycie, że źródło tych x -sztuk ma składniki o temperaturach między 6,2 a 24 milionami K, znacznie wyższe niż te osiągnięte przez gwiazdowy wiatr główny. Wreszcie, to źródło x -ray jest zmienne, znacznie więcej niż główny jest przy tej długości fali.

Cohen i in. (2008) hipotezują, że źródło promieni rentgenowskich jest możliwe do zidentyfikowania z gwiazdą przedsekwencji przedsekwencji o małej masie, prawdopodobnie klasy K. Jeśli ta hipoteza jest poprawna, jest to 12 wielkości mniej jasne niż Główny, który tłumaczyłby niemożność obserwowania go w widzialnym zespole, biorąc pod uwagę, że jest całkowicie zdominowany przez jej potężnego partnera. Trzeci składnik to 430 UA (około 65 miliardów km) od centralnego momentu obrotowego systemu, wokół którego orbita z okresem co najmniej 1000 lat [6] .

Washington Double Star Catalog informuje o istnieniu dwóch innych towarzyszy optycznych Mimosa, zwanych β krzyż b To jest β Cross c I które znajdowały się w 2000 do 42 i 372 archiacdi od głównego. Odpowiednio wielkości 11.40 i 7.17 [trzydziesty pierwszy] . Niemal jednak nie są one fizycznie powiązane z trzema opisanymi powyżej [32] .

Pochodzenie nazwy Mimoza Nie jest to całkowicie jasne. Prawdopodobnie wywodzi się z homonimicznego kwiatu [9] . Alternatywnie może pochodzić z łaciny imitować , co oznacza „aktor” [dziesięć] . Zamiast tego nazwa Becrux To nic więcej niż skurcz terminów (BE) TA Crux (-is), a także dla Acrux, Gacrux i DecaUX [dziesięć] .

Cinese L’Asterismo costituito daje β krzyż, α krzyż, ok. przechodzić (Shí zì jià), co oznacza Przechodzić [33] . Nazwa ta została wymyślona przez chińskich astronomów na końcu dynastii Ming, opartej na zachodnich kartach astronomicznych. W konsekwencji nazywali β crutis Krzyż trzy (Shí Zì jià sān), pokrycie znaczące Trzecia gwiazda krzyża [34] .

Mimosa jest reprezentowana w flagie Australii, w Nowej Zelandii i w Papui Nowej Gwinei, wraz z pozostałymi czterema jasnymi gwiazdami South Cross; Znajduje się także w flagie Brazylii, reprezentowanej razem z innymi 26 gwiazdkami, z których każda reprezentuje stan Konfederowany. Beta Cruis reprezentuje w szczególności stan Rio de Janeiro [35] .

  1. ^ A B C D To jest F G H I J k L M N O P Q R S T W W w X C. Aerts i in. W Dowody na binarność i multiperyjność w beta Cephei Star Beta Cruis , W Astronomia i astrofizyka , tom. 329, 1998, s. 137-146. URL skonsultowano się z 22 września 2012 r. .
  2. ^ Paralaksa.
  3. ^ A B C D To jest F G H I J k Krzyż beta . Czy Simbad , Strasbourg Astronomical Data Center. URL skonsultowano się z 13 września 2012 r. .
  4. ^ A B C R. Hanbury Brown, J. Davis, L. R. Allen, Średnica kątowa 32 gwiazdek , W Miesięczne zawiadomienia o królewskim społeczeństwie astronomicznym , tom. 167, 1974, s. 121-136. URL skonsultowano się z 22 września 2012 r. .
  5. ^ J. Kilian, Obfitość chemiczna we wczesnych gwiazdach typu B. 5: Obfitość metali i porównanie LTE/NLTE , W Astronomia i astrofizyka , tom. 282, n. 3, 1994, s. 867-873. URL skonsultowano się z 24 września 2012 r. .
  6. ^ A B C D To jest F G D. H. Cohen i in. W Spektroskopia chandry gorącej gwiazdy βcrucis i odkrycie towarzysza przedsiębiorczości , W Miesięczne zawiadomienia o królewskim społeczeństwie astronomicznym , tom. 386, n. 4, 2008, s. 1855-1871, doi: 10.1111/j.1365-2966.2008.13176.x . URL skonsultowano się z 23 września 2012 r. .
  7. ^ Z pozornej wielkości i odległości.
  8. ^ Rozszerzona kompilacja Hipparcos (XHip) (Anderson+, 2012) . Czy vizier.u-strasbg.fr . URL skonsultowano się z 30 września 2012 r. .
  9. ^ A B Mimoza . Czy Gwiazdy , University of Illinois. URL skonsultowano się z 30 września 2012 r. .
  10. ^ A B C F. krzyki, Najjaśniejsze gwiazdy: Odkrywanie wszechświata przez najbardziej błyskotliwe gwiazdy nieba , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, s. 238 -240, ISBN 978-0-471-70410-2.
  11. ^ Deklinacja 59 ° S jest równoważna odległości kątowej od południowego bieguna Celeste 31 °; Co jest równoważne z powiedzeniem, że na południe od 31. obiekt jest okrągły, podczas gdy na północ od 31 ° N nie powstaje obiekt.
  12. ^ A B C D T. Preibisch, E. Mamajek, Najbliższe stowarzyszenie OB: Scorpius-Centaurus (SCO OB2) , W Handbook of Star Forming Regions, Tom II: The Southern Sky , tom. 5, 2008, s. 1 235. URL skonsultowano się z 15 września 2012 r. .
  13. ^ T. Prebisch w AL. Badanie pełnej populacji gwiezdnej stowarzyszenia Upper Scorpius OB , W Astronomical Journal , t. 124, 2002, s. 404–416, dwa: 10.1086/341174 . URL skonsultowano się z 15 września 2012 r. .
  14. ^ A B E.E. Mamajek, M.R. Meyer, J. Liebert, Post-t Tauri gwiazd w najbliższym stowarzyszeniu OB , W Astronomical Journal , t. 124, 2002, s. 1670–1694, dwa: 10.1086/341952 . URL skonsultowano się z 15 września 2012 r. .
  15. ^ P. T. de Zeeuw i in., Spis powszechny Hippmarcos z pobliskich przypadków , W Astronomical Journal , t. 117, 1999, s. 354–399, dwa: 10.1086/300682 . URL skonsultowano się z 15 września 2012 r. .
  16. ^ R. Higherwerf, Członkowie stowarzyszenia OB w katalogach ACT i TRC , W Miesięczne zawiadomienia o królewskim społeczeństwie astronomicznym , tom. 313, n. 1, 2000, s. 43-65, doi: 10.1046/j.1365-8711.2000.03192.x . URL skonsultowano się z 15 września 2012 r. .
  17. ^ A. C. Rizzuto, M. J. Ireland, J. G. Robertson, Wielowymiarowa analiza członkostwa Bayesa w grupie ruchomej SCO OB2 , W Miesięczne zawiadomienia o królewskim społeczeństwie astronomicznym , tom. 416, n. 4, 2011, s. 3108-3117, doi: 10.1111/j.1365-2966.2011.19256.x . URL skonsultowano się z 23 września 2012 r. .
  18. ^ W. H. Wright, Sześć gwiazd południowych o zmiennych prędkości promieniowych , W Lick Observatory Bulletin , tom. 5, 1909, s. 176-177. URL skonsultowano się z 21 września 2012 r. .
  19. ^ W. D. Hold, Zmienność prędkości promieniowej beta crutis , W Obserwatorium , tom. 77, 1957, s. 1 200. URL skonsultowano się z 22 września 2012 r. .
  20. ^ Biorąc pod uwagę promień kątowy gwiazdy i jej odległość d, jego promień jest podany przez równanie:
  21. ^ G. Bertelli i in. W Teoretyczne izochrony z modeli z nowymi zmętnieniem promieniowania , W Astronomia i astrofizyka Suppl. , tom. 106, 1994, s. 275-302. URL skonsultowano się z 23 września 2012 r. .
  22. ^ Akira Uesugi, Ichiro, Fukuda, Katalog gwiezdnych prędkości obrotowych , 2ª ed., Kyoto, University of Kyoto, oddział astronomii, 1982. URL skonsultowano się z 24 września 2012 r. .
  23. ^ A. Head, H. Haffner, Krótka wiadomość. Uwaga na temat okresu beta crutis. Z 1 figurą w tekście , W Magazyn Astrophysics , tom. 47, 1959, s. 198-204. URL skonsultowano się z 26 września 2012 r. .
  24. ^ Sara J. Beck, Gwiazdy beta cefei i ich krewni . Czy aavso.org , American Association of Variable Stars Obeservers (AAVSO). URL skonsultowano się z 26 września 2012 r. .
  25. ^ B. E. Pagel, Wyniki poszukiwania jasnych zmiennych β cefei na południowym niebie , W Miesięczne zawiadomienia o królewskim społeczeństwie astronomicznym , tom. 116, 1956, s. 10-24. URL skonsultowano się z 27 września 2012 r. .
  26. ^ A. Van Hoof, Wiele okresów w beta crutis , W Magazyn Astrophysics , tom. 57, 1962, s. 244-254. URL skonsultowano się z 27 września 2012 r. .
  27. ^ R. R. Shobbrook, Obserwacje fotometryczne jednego nowego i trzech znanych gwiazd beta CMA , W Miesięczne zawiadomienia o królewskim społeczeństwie astronomicznym , tom. 189, 1979, s. 571-582. URL skonsultowano się z 27 września 2012 r. .
  28. ^ J. Cuypers, Analiza okresu minimalizacji dyspersji fazowej analiza beta cefei beta crutis , W Astronomia i astrofizyka , tom. 127, n. 1, 1983, s. 186-194. URL skonsultowano się z 27 września 2012 r. .
  29. ^ Pulsacja nie jest promieniowa, gdy nie zachowuje sferycznego kształtu gwiazdy, ale gdy niektóre części powierzchni gwiazdy poruszają się do wewnątrz i inne części na zewnątrz; por. Pulsacja nieradowa . Czy Univie.ac.at . URL skonsultowano się z 27 września 2012 r. .
  30. ^ A B J. Cuypers i in. W Wielopomorowość w wariantach świetlnych beta cefei beta crutis , W Astronomia i astrofizyka , vol. 392, 2002, s. 599-603, dwa: 10.1051/0004-6361: 20020955 . URL skonsultowano się z 29 września 2012 .
  31. ^ B. D. Mason i in. W US Naval Observatory z 2001 r. Podwójna gwiazda CD-ROM. I. Katalog podwójnej gwiazdy Waszyngtonu , W The Astronomical Journal , tom. 122, n. 6, 2001, s. 3466-3471, doi: 10.1086/323920 . URL skonsultowano się z 30 września 2012 r. .
  32. ^ K. P. Lindroos, Badanie wizualnych podwójnych gwiazd z wczesnym typem podstawowym. IV dane astrofizyczne , W Seria suplementów astronomii i astrofizyki , tom. 60, 1985, s. 183-211. URL skonsultowano się z 30 września 2012 r. .
  33. ^ ( Zh ) Chen Jiujin, Chinese Constellation Myth, Tajwan Study Room Publishing Co., Ltd., 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  34. ^ ( Zh ) Hongkong Space Pavilion -Zasoby badawcze -liangxing Sino -british Porównanie . Czy lcsd.gov.hk , Muzeum Kosmiczne w Hongkongu. URL skonsultowano się z 30 września 2012 r. (Zarchiwizowane przez Oryginał URL 3 września 2010) .
  35. ^ Astronomia flagi brazylijskiej . Czy flagpot.net , Flagi FOTW światowej strony internetowej. URL skonsultowano się z 1 lutego 2013 r. .
  • Krzyż beta . Czy Simbad.u-strasbg.fr , Simbad. URL skonsultowano się z 2 października 2012 r. .
  • Jim Kaler, Mimoza . Czy Stars.astro.illinois.edu . URL skonsultowano się z 2 października 2012 r. .
  Portal gwiazd : Uzyskaj dostęp do głosów Wikipedii, które zajmują się gwiazdami i konstelacjami

after-content-x4