الفلك

لماذا يُعطى حجم Beta Lyrae كـ 30.0 في كتالوج Henry Draper؟

لماذا يُعطى حجم Beta Lyrae كـ 30.0 في كتالوج Henry Draper؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

يُنسب Beta Lyrae (HD 174638) الحجم المرئي 30.0 في كتالوج Henry Draper. هناك المئات من النجوم الأخرى في الكتالوج أيضًا بحجم 30.0. ما هو المقصود بهذه المقادير الاسمية؟ هل يوجد مورد في الوزير أو في مكان آخر يوفر مقادير مصححة؟

https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-3؟-source=III/135A/catalog&-out.max=50&-out.form=HTML٪20Table&-out.add=_r&-out .add = _RAJ، _DEJ & -sort = _r & -oc.form = sexa


30.0 تعني "متغير".

إذا نقرت على رأس العمود "Ptm" ، فستحصل على نافذة منبثقة تتضمن "ملاحظة (2): الرموز المستخدمة للمقادير:" ؛ أدناه قائمة الرموز ، بما في ذلك "30.0 = متغير (متغير في الكتالوج المنشور)"


لدي مشكلة في تصديق أن الحجم المرئي لـ beta lyrae يتغير من 3.51 إلى 30 mags. ربما 3.0 ماج. لقد بحثت في كتالوج Gaia الجديد وأتساءل عن الكثير من القياسات. في معظم الحالات ، يمكنك قراءة N قيمًا لا تصدق لنجم فلكي واحد وما إلى ذلك. في رأيي ، يتوافق كتالوج Hipparcos و Tess بشكل أفضل مع القياسات الأرضية حتى عام 2010.


لماذا يُعطى حجم Beta Lyrae كـ 30.0 في كتالوج Henry Draper؟ - الفلك

ليرا (/ ˈ l aɪ r ə / لاتيني ليري ، من اليونانية λύρα) [2] كوكبة صغيرة. إنها واحدة من 48 برجًا مدرجًا على يد عالم الفلك بطليموس في القرن الثاني ، وهي واحدة من الأبراج 88 الحديثة المعترف بها من قبل الاتحاد الفلكي الدولي. غالبًا ما تم تمثيل Lyra على خرائط النجوم كنسر أو نسر يحمل قيثارة ، وبالتالي يشار إليه أحيانًا باسم Vultur Cadens أو أكويلا كادينس ("النسر الساقط" [3] أو "النسر الساقط") ، على التوالي. بدءًا من الشمال ، يحد Lyra من Draco و Hercules و Vulpecula و Cygnus. تقع Lyra تقريبًا في منطقة خطوط العرض الشمالية المعتدلة بعد منتصف الليل بقليل في بداية الصيف. من خط الاستواء إلى خط العرض 40 جنوبًا تقريبًا ، يكون مرئيًا منخفضًا في السماء الشمالية خلال نفس أشهر (الشتاء).

يعتبر Vega ، ألمع نجوم Lyra ، أحد ألمع النجوم في سماء الليل ، ويشكل زاوية من النجوم النجمية الشهيرة في Summer Triangle. Beta Lyrae هو النموذج الأولي لفئة من النجوم الثنائية المعروفة باسم متغيرات Beta Lyrae. هذه النجوم الثنائية قريبة جدًا من بعضها البعض بحيث تصبح على شكل بيضة وتتدفق المواد من واحد إلى الآخر. Epsilon Lyrae ، المعروف بشكل غير رسمي باسم Double Double ، هو نظام متعدد النجوم معقد. يستضيف Lyra أيضًا Ring Nebula ، ثاني سديم كوكبي مكتشف وأكثر شهرة.


الخصائص

Beta Lyrae هو نظام ثنائي شبه منفصل يتكون من نجم أساسي متسلسل رئيسي من الفئة النجمية B7 ونجم ثانوي ربما يكون أيضًا نجمًا من النوع B. النجم الخافت والأقل ضخامة في النظام كان ذات مرة العضو الأكثر ضخامة في الزوج ، مما جعله يبتعد عن التسلسل الرئيسي أولاً ويصبح نجمًا عملاقًا. نظرًا لأن الزوجين في مدار قريب ، حيث تمدد هذا النجم إلى عملاق ملأ شحمة روش الخاصة به ونقل معظم كتلته إلى رفيقه. النجم الثانوي ، الأكثر ضخامة الآن محاط بقرص تراكمي من هذا الانتقال الكتلي ، بخصائص ثنائية القطبية تشبه النفاثة تظهر بشكل عمودي على القرص. [2] يحجب قرص التراكم هذا رؤيتنا للنجم الثانوي ، مما يقلل من لمعانه الظاهري ويجعل من الصعب على علماء الفلك تحديد نوعه النجمي بدقة. تبلغ كمية الكتلة التي يتم نقلها بين النجمين حوالي 2 × 10 5 كتلة شمسية سنويًا ، أو ما يعادل كتلة الشمس كل 50000 عام ، مما ينتج عنه زيادة في الفترة المدارية تبلغ حوالي 19 ثانية كل عام. يُظهر طيف Beta Lyrae خطوط الانبعاث التي ينتجها قرص التراكم. ينتج القرص حوالي 20٪ من سطوع النظام. [2]


المتغيرات النابضة

هناك نوعان خاصان من النجوم المتغيرة التي & mdashas سنرى & mdash قياسات منحنى الضوء تعطينا مسافات دقيقة. تسمى هذه سيفيد و RR ليراي المتغيرات ، وكلاهما نابض عامل النجوم. مثل هذا النجم في الواقع يغير قطره بمرور الوقت ويتوسع وينكمش بشكل دوري ، كما يفعل صدرك عندما تتنفس. نحن نفهم الآن أن هؤلاء النجوم يمرون بمرحلة قصيرة غير مستقرة في وقت متأخر من حياتهم.

يمكن قياس تمدد وتقلص المتغيرات النبضية باستخدام تأثير دوبلر. تتحول الخطوط في الطيف نحو اللون الأزرق بينما يتحرك سطح النجم نحونا ثم يتحول إلى اللون الأحمر مع تقلص السطح للخلف. عندما ينبض النجم ، فإنه يغير أيضًا لونه العام ، مما يشير إلى أن درجة حرارته متغيرة أيضًا. والأهم من ذلك ، بالنسبة لأغراضنا ، أن لمعان المتغير النابض يتغير أيضًا بطريقة منتظمة حيث يتوسع ويتقلص.


حقائق عن كوكبة النجوم: ليرا

ليرا بواسطة المرصد الهولندي في بحيرة تاهو

Lyra (& # 8220the Lyre & # 8221) هي واحدة من الأبراج الأصغر ، حيث تشغل مساحة تبلغ 286 مترًا مربعًا / درجة فقط من السماء الشمالية بين خطي عرض +90 و -40 درجة. ومع ذلك ، فهو يحتوي على خامس ألمع نجم في السماء ، فيغا ، والذي يشكل أيضًا جزءًا من النجوم المشهورة للنجوم المعروفة باسم مثلث الصيف. من بين العديد من الأجسام الفلكية الرائعة الموجودة في Lyra ، هناك سديم الحلقة الجميل ، بالإضافة إلى تسعة نجوم مع كواكب مؤكدة. ليرا هي الأكبر رقم 52 من بين 88 كوكبة معترف بها ، ويمكن رؤيتها في نصف الكرة الشمالي من أبريل إلى ديسمبر ، وفي نصف الكرة الجنوبي في الشتاء.

عائلة هرقل من الأبراج

Lyra هي جزء من عائلة Hercules للأبراج ، والتي تحتوي على 19 عضوًا ، بما في ذلك Hercules و Sagitta و Aquila و Lyra و Cygnus و Vulpecula و Hydra و Sextans و Crater و Corvus و Ophiuchus و Serpens و Scutum و Centaurus و Lupus و Corona Australis و Ara و Triangulum Australe و Crux.

تم أخذ Lyra لتمثيل قيثارة Orpheus ، الموسيقي اليوناني الأسطوري الذي أعطاه Apollo الأداة ، وقام بتدريسها من قبل Muses. وفقًا للأساطير الكلاسيكية ، كان Orpheus أعظم الموسيقيين ، وقيل إنه كان قادرًا على سحر حتى الحجارة بموسيقاه. تضمنت مغامراته العديدة العديدة محاولة استرداد زوجته يوريديس من العالم السفلي ، ولكن في النهاية قُتل على يد عائلة الباشانتس ، الذين ألقوا غيتارهم في النهر. ومع ذلك ، أرسل زيوس نسرًا لاستعادة القيثارة ، ووضع كلاً من القيثارة والنسر بين النجوم.

نجوم بارزة

& # 8211 فيغا (Alpha Lyrae) هي سماء الليل وخامس أكثر النجوم إضاءةً (0.03 ماج) ، وثاني أكثر النجوم إضاءةً في نصف الكرة السماوية الشمالي خلف Arcturus (-0.04). إنه قزم أبيض (A0V) وجد على بعد 25 سنة ضوئية ولديه ضعف كتلة الشمس و # 8217 ثانية ، و 54 ضعف لمعانه. هذا النجم البالغ من العمر 455 مليون عام هو أيضًا دوار سريع للغاية ، مع سرعة دوران استوائية تبلغ 274 كم / ثانية ، والتي تصل إلى 86٪ من السرعة المطلوبة لجعله يطير بعيدًا تحت قوة الطرد المركزي الخاصة به. حوالي 12000 قبل الميلاد ، كان فيجا هو النجم القطبي ، والذي سيكون مرة أخرى في حوالي 13،727 سنة بسبب السبق. اشتق اسم Vega من العربية لـ & # 8220swooping eagle & # 8221 أو & # 8220vulture. & # 8221

& # 8211 سلافات (Gamma Lyrae) ، ثاني ألمع نجم في Lyra ، هو عملاق أزرق-أبيض (B9 III) يقع على بعد حوالي 620 سنة ضوئية (3.261 ماج) من نظامنا الشمسي بحجم بصري 3.261. إنها أكبر بحوالي 15 مرة من شمسنا ، ومرتين حرارتها ، ولها سرعة دوران سريعة نسبيًا تبلغ 72 كم / ثانية.

& # 8211 شلياك (Beta Lyrae) ، الكوكبة & # 8217s ثالث ألمع نجم ، هو نظام نجمي ثنائي يقع على بعد 960 سنة ضوئية. يبلغ حجمه المرئي 3.52 ، على الرغم من كونه نجمًا متغيرًا ، يمكن أن يتراوح بين 3.4 و 4.3 حيث يدور النظام & # 8217s بين نجمين ويخسوف بعضهما البعض بشكل دوري خلال فترة 12.9414 يومًا. المكون الأساسي للنظام الثنائي & # 8217s هو عملاق أبيض-أزرق (B7II) أكبر 30 مرة من الشمس ، وكتلة 13 مرة ، وحوالي 25000 مرة أكثر سطوعًا.

تشمل النجوم الأخرى ذات الأهمية في Lyra العملاق الأبيض Alathfar والقزم الأصفر Gliese 758 والعملاق الأحمر R Lyrae والقزم الأحمر Kuiper 90 والعمالقة البرتقالية Kappa Lyrae و Lambda Lyrae.

كائنات السماء العميقة البارزة

تحتوي كوكبة ليرا على العديد من أجسام السماء العميقة البارزة ، بما في ذلك كائنين ميسير.

& # 8211 سديم الحلقة (M57، NGC 6720) هي المفضلة الدائمة بين هواة مراقبة النجوم ، لأنها واحدة من عدد قليل جدًا من أجسام الفضاء السحيق التي تُظهر تلميحًا من لونها الحقيقي في البصريات الجيدة. يقع على بعد حوالي 2300 سنة ضوئية ، له حجم بصري واضح يبلغ 8.8 ، ويتوسع بمعدل حوالي ثانية واحدة من القوس لكل 100 عام. إنه عضو في فئة السدم المعروفة باسم السدم ثنائية القطبية ، بسبب الحلقة السميكة من المواد حول خط الاستواء التي تمتد الهيكل بشكل كبير من خلال محوره المتماثل الرئيسي. ابحث عن M57 جنوب نجم Vega مباشرةً.

& # 8211 مسييه 56 (M56 ، NGC 6779) عبارة عن كتلة كروية تقع على بعد 32،900 سنة ضوئية ، وتمتد عبر 84 سنة ضوئية من الفضاء. يقع بين النجمي سلافات وألبيرو في Cygnus ، ويبلغ حجمه الظاهر 8.3 ، وهو هدف سهل المنظار ، على الرغم من أنك ستحتاج على الأقل إلى تلسكوب 8 بوصات وظروف رؤية جيدة لحل نجومه ، والتي يبلغ عددها حوالي اثني عشر. أو هكذا متغيرات.

& # 8211 Bird’s Head Galaxy (NGC 6745) هو مثال صارخ على التفاعل بين ثلاث مجرات تصادمت لمئات الملايين من السنين. تقع NGC 6745 على بعد حوالي 205 مليون سنة ضوئية ، وتسطع بقوة بصرية واضحة تبلغ 13.3 ، ويُعتقد أن عمرها حوالي 10 مليارات سنة.

زخات الشهب

ترتبط ثلاثة زخات نيزكية بـ Lyra ، وهي Alpha Lyrids و June Lyrids و Lyrids.

& # 8211 و Lyridsعلى الرغم من أنه ليس من بين أكثر زخات الشهب إثارة ، إلا أنه يحتوي على بعض الأشياء ، بما في ذلك كونه أطول دش معروف ، حيث يعود تاريخ مشاهدته إلى أكثر من 2600 عام. يستمر الدش من 16 أبريل إلى 26 أبريل ، ويحدث الحد الأقصى في 21 و 22 أبريل عندما يمكن مشاهدة حوالي 10 شهب في الساعة ، وأحيانًا أكثر من 100 نيزك.

& # 8211 ليريد يونيو عادة ما يبدأ من 10 يونيو إلى 21 يونيو ، ولكن يبلغ ذروته حوالي 8 أو نحو ذلك من الشهب الزرقاء والبيضاء في الساعة. الجانب الإيجابي هو أن أكثر من 30 ٪ من الشهب تترك آثارًا للنار والدخان ، مما يجعل هذا واحدًا من أكثر الاستحمام ضوئيًا.

& # 8211 ألفا ليريد يمتد من 9 إلى 20 يوليو ، ولكنه ليس دشًا بالعين المجردة. في الواقع ، أفضل ما يمكن توقعه هو ملاحظة واحدة أو اثنتين بالعين المجردة في الساعة ، ولكن يمكن أن تكشف المناظير ما يصل إلى 18-33 نيزكًا في الساعة في الذروة التي تصادف يوم 14 يوليو.


قوانين كبلر & # 8217

كان تايكو براهي رجلاً بشارب رائع:

دليل على أنه كان رجلاً بشارب رائع ، ربما كان رجلاً مجنونًا ومجنونًا

على الرغم من هذا ، فإن هذا المنشور بعنوان & # 8220Kepler & # 8217s Laws & # 8221 منذ إصدار Brahe & # 8217s من النظام الشمسي مربك وخاطئ على حد سواء ، لكنه كان لديه واحد. لذلك ، سنمنحه الفضل في إنشاء البيانات التي استخدمها يوهانس كيبلر (مساعد Brahe & # 8217s ، الموضح أدناه) ، الذي وجد بعض الجوانب الرائعة في مدارات الكواكب في نظامنا الشمسي. تم تكليف كبلر بمهمة فهم مدار المريخ بواسطة Brahe † ، ولكن لم يكن Brahe يعلم كثيرًا ، فإن Kepler سيضع بعض القوانين الآن ، وهي غريبة تمامًا.

رجل ذو شارب أيضًا (من الواضح أنه يساعد في علم الفلك) ، لكن ربما ساعدته اللحية في جعله أقل جنونًا من براي

قبل أن ندخل في قوانين Kepler & # 8217s ، فإن جانبًا رئيسيًا منها هو القطع الناقص. هذه لها بعض الخصائص المهمة ، وهي في الأساس دوائر غير مثالية. كلما زاد & # 8220 شكل بيضاوي & # 8221 ودورته بشكل غير متساوٍ ، كلما كان أكثر غرابة ، حيث ينتقل من الصفر (دائرة ، نوع خاص من القطع الناقص) إلى واحد (قطع مكافئ ، وليس قطع ناقص). تميل مدارات الأجسام حول النجوم إلى أن تكون إهليلجية ، لأنه من الصعب جعل الأشياء دائرية تمامًا بطبيعتها. ومن المثير للاهتمام ، أن مدارات الكواكب في نظامنا الشمسي أقل بشكل غريب من المدارات الإهليلجية من المدارات العادية. ومن المربك أن هذا سيُطلق عليه بعد ذلك & # 8220less غريب الأطوار & # 8221. جانب آخر من أشكال الحذف هو المحاور الرئيسية والثانوية ، والمحاور الرئيسية أطول من المحاور الثانوية.

هناك ثلاثة قوانين لحركة الكواكب.

1. القطوع الناقصة:

لاحظ كبلر أن كوبرنيكوس كان لديه كواكب ذات مدارات دائرية مع أفلاك ، وكلاهما لا معنى له مقارنة بالنماذج التي أنشأها. من خلال العمل ، وجد كبلر أن المدارات كانت في الواقع عبارة عن قطع ناقصة ، مع وجود كواكب تدور حول الشمس عند نقطة تركيز واحدة ، كما هو موضح أدناه.

2. الحضيض والأوج:

وجد كبلر بعد ذلك أن المنطقة التي تم إنشاؤها على فترات متساوية بين كوكب والشمس متساوية حول القطع الناقص. يتحرك الكوكب بشكل أسرع بالقرب من الحضيض (عندما يكون أقرب إلى الشمس) وأبطأ بالقرب من الأوج (عندما يكون أبعد من الشمس). هذا مبين أدناه ، مبالغ فيه إلى حد كبير:

3. أشكال العلاقة:

أخيرًا ، نسبة مربعات الفترات الثورية لكوكبين تساوي نسبة مكعبات محاورهما شبه الرئيسية. أسهل عرض هو:

حيث يمثل 1 الموجود أسفل يمين الحرف الكميات الخاصة بكوكب واحد ، ويمثل الرقم 2 الموجود أسفل يمين الحرف نفسه كميات الكوكب الثاني. P هي فترة ثورية ، و R هي المحور شبه الرئيسي أو نصف المحور الرئيسي للقطع الناقص.

في الختام ، الرجل مهم للغاية. إنه أمر مثير للإعجاب بشكل لا يصدق أنه يستطيع إنشاء قوانين عالية الدقة تصف الأجسام الكبيرة دون استخدام التلسكوب تقنيًا (استخدم بيانات Brahe & # 8217s من ملاحظات السدس) ، بحيث يمكن تدريسها في المدارس. قد لا يبدو جيدًا أن هناك المزيد للاختبار بسببه ، لكنه أفضل من الاحتفاظ بالافتراضات التي تخلق أخطاء في تفسيرنا للكون. الآن قد لا يبدو ذلك ضروريًا ، حيث يمكننا التقاط صور أفضل بكثير للفضاء ، ولكن كلما حاول علماء الفلك النظر إلى الفضاء ، يتم عمل نموذج أو تنبؤات (يتطلب العلم الجيد الافتراض والتخطيط). يمكن استخدام قوانين Kepler & # 8217s للتحقق من نموذج لأي جسمين دائريين. إنه محترم جدًا حتى أنه يمتلك قمرًا صناعيًا اسمه يبحث عن كواكب خارج نظامنا الشمسي.

† لحسن الحظ بالنسبة لكبلر وعلم الفلك الحديث ، يمتلك المريخ واحدًا من أكثر المدارات انحرافًا في النظام الشمسي.

TLDR - بعد النظر إلى النموذج الكوبرنيكي واستخدام بيانات Brahe & # 8217s ، كان كبلر قادرًا على مساعدة علم الفلك بشكل كبير بقوانينه الثلاثة لحركات الكواكب ، والتي تساعد في شرح حركات أي جسمين يدوران في المدار. بشكل أساسي ، بدلاً من الدوائر ، وجد أن الكواكب تدور حول الشمس في شكل بيضاوي ، وأقام علاقات معينة من هذا.

لمزيد من المعلومات حول هذا يمكن للمرء أن يذهب إلى:


1800-1900: تطوير مفهوم جديد للفيزياء في علم الفلك

بعد كمية كبيرة من البيانات ، والتنظير ، والتلاعب بالفيزياء ، وصلنا إلى 1800 & # 8217. هنا نأتي بمزيد من البيانات / الاكتشافات ، لكننا وصلنا أيضًا إلى نقطة حيث تبدأ الفيزياء في التشويش حقًا. خاصة عندما نضع حساب التفاضل والتكامل لأنه ، حسنًا ، متكامل. سلط ظهور التحليل الطيفي والاكتشافات المتعلقة بالبصريات الضوء على العديد من جوانب النجوم وعلم الفلك. أخيرًا ، كانت هناك بعض الجوانب المروعة للكهرباء والمغناطيسية التي يجب النظر فيها.

للبدء ، لا يزال لدينا عائلة هيرشل. وليام هيرشل & # 8217 ابنه ، جون هيرشل، كان عالم فلك بارز في احترامه الخاص. كتب عن المواد الكيميائية والتصوير في عام 1819 ، وفي عام 1822 نشر عملاً ثانوياً عن حساب خسوف القمر. لكن الأهم من ذلك ، عمل هيرشل مع النجوم المزدوجة أو الثنائية. قام بعمل فهرس كامل لها (مأخوذ من عمل والده في حساب اختلاف المنظر) ، ودرس أيضًا مركز الثقل المشترك لنظام ثنائي. كان أحد أهم اكتشافاته هو أن قوة قادمة من الشمس بدت وكأنها تعمل على المذنب Halley & # 8217s ، مما أدى إلى اكتشاف الرياح الشمسية. بعد هذه الرحلة إلى علم الفلك ، واصل هيرشل عمله في التصوير الفوتوغرافي. لم يتم التعرف عليه فعليًا على أنه مخترعها ، لكنه صاغ كلمة & # 8220photograph & # 8221 في عام 1839.

من بين جميع نتائج أعمال John Herschel & # 8217 في التصوير الفوتوغرافي ، كان على شخص ما الذهاب إليه واستخدامه. سيكون ذلك الرجل هنري دريبر. في عام 1880 ، التقط أول صورة لسديم (سديم الجبار على وجه الدقة). تتمثل مساهمته الإجمالية في علم الفلك في تحسين التصوير الفلكي والجمع بين ذلك مع تصوير الأطياف النجمية. كان هذا ضروريًا للمشاهد الرائعة التي تم توفيرها اليوم ، لما كانت اللافتة الموجودة أعلى هذه المدونة & # 8217t موجودة إذا لم تكن & # 8217t للعديد من الصور الرائعة عالية الجودة للسدم.

يمكننا الآن الاقتراب أكثر (دعونا نسمي هذا التحول الأزرق) كريستيان دوبلر. عادة ، هو معروف باكتشاف مبدأ دوبلر / التأثير / التحول ، لكنه الأكثر شهرة في ذلك لأنه لم يفعل أكثر من ذلك بكثير. بعض الأشياء التي وجدها عنها كانت في الواقع غير صحيحة ، لكنها مع ذلك كانت مبدأً بالغ الأهمية.

الآن سنناقش الاكتشافات المهمة التي تم إجراؤها في التحليل الطيفي خلال هذا الوقت. لقد بدأت بالفعل مع جوزيف فون فراونهوفر في عام 1814. وجد أن الخطوط المظلمة تنشأ عندما يمتص ضوء من طيف مستمر. وجد فراونهوفر أن الضوء القادم من الشمس يحتوي على هذه الخطوط ، ومن خلال مقارنة أطياف الشمس بالخطوط الناتجة عن العناصر الغازية ، أظهر أن الشمس كانت حقًا مجالًا ساخنًا من الغازات. بعد حوالي 50-60 عامًا ، جوستاف روبرت كيرشوف و روبرت فيلهلم بنسن شرح سبب هذه السطور. يشتهر كيرشوف أيضًا بعمله في الكيمياء الحرارية والانبعاثات الحرارية. من هذا نذهب إلى وليام هوجينز. نحن غير متأكدين مما إذا كان الرجل الأكثر احتضانًا كما قد يوحي اسمه ، لكنه طور تقنية التحليل الطيفي للنظر إلى النجوم وإظهار تكوينها بدقة. أدى هذا إلى جانب تأثير دوبلر إلى خلق طريقة جديدة رائعة للنظر إلى النجوم وخصائصها.

جميع خطوط Fraunhofer من الشمس ، ليس فقط على سطر واحد لأن ذلك لن & # 8217t مناسبًا

نأمل & # 8217 قد أثارنا لك (مثل إلكترونات الهيدروجين) ، منذ ذلك الحين يوهان جاكوب بالمر هو الرجل التالي الذي عمل في مجال التحليل الطيفي الصاعد. إنجازه الرئيسي هو سلسلة Balmer لخطوط طيف الهيدروجين. يوضح هذا أن الهيدروجين له انبعاثات طيفية معينة في الطول الموجي المرئي ، ويمكن حسابها. هذا مهم في ربط قياسات تأثير دوبلر على جسم بخطوط طيفية ، أو يمكن أن يُظهر وجود الهيدروجين في جسم ما. ومن المثير للاهتمام ، أنه بحلول الوقت الذي نشر فيه بالمر أوراقه المهمة للغاية ، كان عمره 60 عامًا ، و 72 عامًا عندما انتهى من نشر عمله ، لذلك لم يفت الأوان بعد لفعل شيء رائع. بالإضافة إليه ، لا بد من ذكره يوهانس ريدبرج، الذي أظهر أن الخطوط الطيفية التي تنتجها الذرات يمكن أن تكون مرتبطة ويمكن العثور على طاقاتها باستخدام صيغة أنشأها. سبب ذكرنا لـ Rydberg هو أن Balmer ابتكر صيغته الخاصة لإظهار سلسلة Balmer ، لكنها كانت في الواقع حالة خاصة لصيغة Rydberg.

هناك ثلاثة أشخاص آخرين فعلوا بعض الهراء المتعلق بالفيزياء. هم انهم لودفيج بولتزمان ، جوزيف ستيفان، و فيلهلم وين. كان هذا الهراء يدور حول الأجسام السوداء (الأجسام التي تنبعث منها الطاقة & # 8220 تمامًا & # 8221) ويتم التعامل مع النجوم عمومًا على أنها أجسام سوداء. أوضح ستيفان كيفية تحديد قوة الإشعاع المنبعث من جسم أسود وتحديد درجة الحرارة التقريبية للشمس. أظهر بولتزمان ، وهو طالب من ستيفان ، كيف يمكن العثور على ذلك رياضيًا ، وتنبأ أيضًا بمجموعة متنوعة من الخصائص الذرية. أخيرًا ، هناك وين الذي طور قانونًا يوضح أن الطول الموجي المنبعث من الجسم الأسود يتغير مع درجة الحرارة. إجمالاً ، قام هؤلاء الأشخاص ببعض الأشياء الساخنة.

ثم هنالك وليامينا فليمنج. كانت خادمة منزل لإدوارد بيكرينغ حتى ضاق بيكرنغ ذات يوم من مساعديه الذكور في مرصد هارفارد ، وتقول الأسطورة أن خادمته يمكنها القيام بعمل أفضل. هي فعلت. تم تصنيف Fleming على أكثر من عشرة آلاف من النجوم وفقًا لقوة خطوط طيف الهيدروجين الخاصة بهم (تم تحسين هذا التصنيف بواسطة Annie Jump Cannon في القرن العشرين). واكتشفت أيضًا العديد من السدم والمستعرات والنجوم المتغيرة ، بما في ذلك سديم رأس الحصان الشهير ، لكنها حُرمت من الفضل في هذا الاكتشاف. تم تعيين Fleming في وقت لاحق كمسؤول عن أجهزة كمبيوتر Harvard ، والمعروفة أيضًا باسم & # 8220Pickering & # 8217s harem & # 8221 ، وهي مجموعة من النساء اللواتي عملن ككمبيوترات بشرية وقامن بالعديد من الاكتشافات المهمة في علم الفلك.

سديم رأس الحصان. ليس من السهل العثور عليه!

الآن بعد أن تجاوزنا غالبية علماء الفيزياء ، لا يزال هناك عمل يتم إنجازه مع المسافات والكواكب.

فريدريش بيسل يُنسب إليه الفضل في مراقبة أكثر من 3000 نجمة ، ولكن الأهم من ذلك أنه كان من أوائل الأشخاص الذين استخدموا المنظر لإيجاد المسافة إلى نجم. من المحتمل أن يكون Parallax أحد أكثر الأدوات المفيدة في أي ترسانة لـ Astronomer & # 8217s نظرًا لأنه سهل الاستخدام للغاية ، ومن المهم جدًا أن يتم شرحه بشكل منفصل في منشور لاحق.

يوهان جوتفريد جالي يتم ذكره بعد ذلك بشكل أساسي لأنه وجد أن نبتون يستخدم بيانات من أوربان ليفرير (الذي قد يكون أكثر أهمية لأنه توقع أيضًا مداره) ، لكنه مع ذلك هو آخر كوكب في نظامنا الشمسي. كما اكتشف ودرس 414 مذنبا وحفرة على القمر. لهذا ، جالي لديه حلقة من نبتون سميت باسمه. فيما يتعلق بموضوع نبتون ، من الجدير بالذكر أيضًا وليام لاسيل ، الذي اكتشف نبتون & # 8217s أكبر قمر تريتون.

للاستمرار في اكتشاف القمر ، قاعة أساف وجدت المريخ & # 8217 أقمار فوبوس وديموس ، سميت على اسم آلهة الخوف والرعب. لكن الشيء الوحيد الذي يخيف & # 8217s في هذا الموقف هو سبب استغراقه وقتًا طويلاً. هذا لأن هذه الأقمار صغيرة حقًا ، كما هو الحال في بضعة كيلومترات فقط. إلى جانب ذلك ، وجد هول مدارات الأقمار الصناعية للكواكب الأخرى ، والنجوم المزدوجة ، ودوران زحل ، وكتلة المريخ.

آخر شيء يجب ذكره هو ملف مرصد يركس في شيكاغو ، صنع عام 1897. كان تلسكوبًا عملاقًا للكسر ، قادرًا على التقاط مجموعات كبيرة من لوحات التصوير. يعتبر هذا تقريبًا بمثابة انتقال إلى علم الفلك الحديث ، لأن التلسكوب كان على أحدث طراز من التكنولوجيا ويمكن استخدامه للحصول على أفضل وألمع صور الفضاء.

التلسكوب في مرصد يركس. لا يبدو الشخص كثيرًا مقارنة به!

  • صموئيل هاينريش شواب & # 8211 وجدت دورة البقع الشمسية بشكل فعال
  • جيمس كليرك ماكسويل & # 8211 أحد أشهر الفيزيائيين في القرنين الثامن عشر والثامن والعشرين ، اشتهر بمعادلاته التي تشمل الكهرباء والضوء والمغناطيسية. كما تنبأ بموجات الراديو وأوضح أن حلقات زحل كانت صلبة أو سائلة ، بل كانت عبارة عن مجموعة من الجسيمات الصلبة الصغيرة المنفصلة.
  • اللورد كيلفن وهيرمان فون هيلمهولتز & # 8211 عملت مع تشكيل النجوم ، وأنشأت آلية كلفن هيلمهولتز لشرح كيفية إنتاج النجوم للطاقة من خلال انهيار الجاذبية.

أكثر من نكهة

تأتي ثنائيات الكسوف في ثلاثة أنواع أساسية تحددها المسافة بين النجمين ، بالإضافة إلى عدد من الفئات الفرعية:

EA (نوع Algol) حيث يكون منحنى الضوء مسطحًا بشكل أساسي خارج الكسوف.
إب (نوع Beta Lyrae) حيث يكون النجمان قريبين بدرجة كافية للجاذبية المتبادلة لتشويه أشكالهما. النجوم عبارة عن أجسام إهليلجية بدلاً من كرات وتتبادل المواد في تدفقات جماعية. تحدث الاختلافات في السطوع بين الكسوف.
EW (نوع W UMa) حيث تكون النجوم على اتصال أو تقريبًا وتشترك في غلاف مشترك من الغاز. يختلف منحنى الضوء باستمرار. في الحرب الإلكترونية ، تكون النجوم قريبة جدًا لدرجة أنها لا تستغرق سوى بضع ساعات للدوران حول بعضها البعض.

يمكن أن يغير النقل الجماعي الفترة المتوقعة للكسوف الثنائي. يمكن للتوقيتات الدقيقة وتقديرات السطوع التي يقوم بها الهواة الكشف عن هذه التغيرات الفيزيائية الفلكية المهمة وتسمح لنا بمشاهدة التطور النجمي في شهور وسنوات بدلاً من دهور.


Ε أور

75٪ من الدورة ، مما يؤكد أن هذا ليس خسوفًا من قبل رفيق نجمي. منحنى الضوء متماثل بشكل عام وذو قاع مسطح تقريبًا. كان السطوع عند الحد الأقصى والحد الأدنى مستقرًا إلى حد ما على مر السنين ، لكن منحنى الضوء ليس متكررًا أو سلسًا تمامًا ، وتوجد اختلافات صغيرة في جميع المراحل. نؤكد أن الثستر يصبح أكثر احمرارًا عندما يخفت. تمت مناقشة النماذج ، ومن المقترح أن يكون هذا نظامًا مشابهًا لنظام KH 15D في NGC 2264. على وجه التحديد ، قد يكون ثنائيًا غريب الأطوار حيث يتم إخفاء جزء من مدار أحد الأعضاء حاليًا خلال بعض المراحل الثنائية بواسطة قرص دائري. يستحق النجم اهتمامًا رصديًا مستمرًا لما قد يكشفه عن البيئة الظرفية للنجوم منخفضة الكتلة في عمر تشكل الكواكب.

2 ماس باستخدام VLTI مع جهاز الجيل الأول AMBER. يمكن بعد ذلك اشتقاق معلمات البقعة بدقة معقولة. نناقش أن الافتقار إلى المعرفة بالنجوم النشطة مغناطيسيًا بالحجم الزاوي المطلوب ، خاصة في نصف الكرة الجنوبي ، هو الحد الحالي لرصد VLTI لهذه السمات السطحية.

430 يومًا ، تُعزى إلى النبضات الحرارية لعملاق M. يُظهر إشعاع 3.5 و 5 ميكرومتر من ثنائي إبسيلون أور خارج الكسوف تدفقات زائدة (بالنسبة للضوء من عملاق F) والتي تتوافق مع الانبعاث من مصدر بارد مع درجة حرارة

1000 ك. بالنسبة للكسوف الثنائي epsilon Aur ، نقدم النتائج غير المنشورة حتى الآن لقياس الضوء البصري والأشعة تحت الحمراء خلال عام 1982-1985 ، عندما لوحظ كسوف أولي في النظام.

0.4-1.8 كم s-1) ، تم الحصول عليها باستخدام AAT UHRF ، ومرصد ماكدونالد 2.7 متر coudéspectrograph ، و / أو KPNO coudé feed ، للامتصاص بين النجوم K Iabsorption نحو 54 نجمًا مجريًا. تكشف أطياف K I الجديدة عن هيكل معقد ومكونات ضيقة وممزوجة بشكل وثيق في العديد من خطوط الرؤية. تناسب المكونات المتعددة لملفات تعريف الخط تقديرات العائد لكثافة العمود وعرض الخط والسرعات لـ 319 مكونًا فرديًا من مكونات السحابة بين النجوم. عرض المكون المتوسط ​​(FWHM) والفصل الوسيط الحقيقي بين المكونات المتجاورة كلاهما

92 كم ثانية ^ -1. نقارن نتائج المراقبة هذه بالخصائص المدارية المعروفة لنظام epsilon Aur الثنائي ونقترح أن ينشأ الانبعاث في نصف القطر الداخلي للأقراص المحيطة بالثانوية الغامضة. نحن نفسر البيانات الحركية كوسيلة ممكنة للكشف عن الكتل النجمية الأساسية ، ونفهم علاقة النظام الثنائي بالنماذج الأخرى `` عالية الكتلة ''.

10 R_solar و لمعان M_v

-3.1. تظهر الملاحظات أن الجسم الغامض ليس شيئًا شبيهًا بالنجوم. نقترح أن يكون الرفيق غير المرئي في EE Cep عبارة عن قرص سميك ومظلم حول نجم مركزي أو ثنائي اللمعان ، وأن النظام به بعض أوجه التشابه المهمة مع نظام epsilon Aur.


لماذا يُعطى حجم Beta Lyrae كـ 30.0 في كتالوج Henry Draper؟ - الفلك

تقع كوكبة ليرا شمال مستوى مسير الشمس ، وهي واحدة من الأبراج الـ 48 الأصلية المدرجة من قبل بطليموس ، وظلت جزءًا من 88 كوكبة حديثة معترف بها من قبل الاتحاد الفلكي الدولي. يمتد Lyra على مساحة 286 درجة مربعة فقط من السماء ، ويحتل المرتبة 52 من حيث الحجم بين الآخرين ، ولكنه يحتوي على ثاني ألمع نجم في نصف الكرة الشمالي. تتكون خمسة نجوم رئيسية من نجمتها و 25 نجمة محددة من Bayer Flamsteed محصورة في عالمها. تحد ليرا الأبراج من Draco و Hercules و Vulpecula و Cygnus. يكون مرئيًا لجميع المشاهدين الموجودين على خطوط عرض بين + 90 درجة و 40 درجة ، ويُرى بشكل أفضل عند الذروة خلال شهر أغسطس.

هناك نوعان من زخات النيزك المرتبطة بكوكبة ليرا. في أو حوالي 22 أبريل من كل عام هو موعد الذروة لدش Lyrid Meteor السنوي. مشعها & # 8211 أو حيث يبدو أن النيازك نشأت & # 8211 حول النجم الساطع Vega. يمكنك أن تتوقع رؤية حوالي 15 نيزكًا في الساعة في المتوسط ​​عندما تكون الكوكبة في أعلى مستوياتها في ليلة مظلمة. إنها نيازك لامعة طويلة الأمد تترك آثارًا طويلة & # 8230 نسل المذنب تاتشر! يستمر التيار نفسه بشكل عام حتى بداية شهر مايو. بحلول 16 يونيو ، سنعود مرة أخرى لضرب جزء آخر من نفس التيار ، ولكن بقوة أقل. لقد سلبت جاذبية كوكب المشتري والوقت هذا الفرع المعين من الجسيمات الأكبر حجمًا ، لذا فإن هذه النيازك تكون أضعف بكثير. يبلغ متوسط ​​معدل السقوط أيضًا حوالي 15 ساعة كحد أقصى في ليلة مظلمة & # 8211 لكن النيازك أضعف بكثير وتميل إلى أن تكون زرقاء اللون.

في الأساطير ، Lyra هي & # 8220lyre & # 8221 & # 8230 نوعًا من القيثارة المحمولة باليد. وفقًا لليونانيين القدماء ، خلق إله الرسول هيرميس القيثارة من الجسم المغسول لقذيفة سلحفاة كبيرة غطاها بجلد الحيوانات وقرون الظباء. وأعطاها لاحقًا لأبولو كهدية & # 8211 الذي قدمها بعد ذلك إلى ابنه أورفيوس. هناك & # 8217s اقتباس رائع للشاعر ج.ر. لويل: & # 8220 ، فكان هناك ، من خلال الرطب والجاف & # 8230 فارغة مثل آخر سونيتة جديدة ، حتى جاء عطارد ، وبعد أن تأمل فيه ، & # 8216 لماذا ، هنا ، بكى # 8217 ، & # 8216 شيء من الأشياء في الشكل والمادة والأبعاد! أعطها إلا أوتارًا ، وها هي تغني ، اختراع رائع! & # 8217 عندما ماتت زوجة Orpheus & # 8217 ، كان حزنًا شديدًا ، ألقى القيثارة في مجرة ​​درب التبانة ، راغبًا في عدم رؤيتها مرة أخرى. كما تقول الأسطورة ، أرسل أبولو نسرًا لاستعادته ووضعه بين النجوم. هذا هو السبب في أنك سترى أنه غالبًا ما يتم تصويره بالأجنحة أيضًا. وهكذا ، أصبح Lyre جزءًا من السماء ولا يتطلب الأمر & # 8217 الكثير من الخيال لرؤية شكله في النجوم!

الآن ، دع & # 8217s نبدأ جولتنا المجهرية في Lyra بنجمها اللامع & # 8211 Alpha & # 8211 & # 8220a & # 8221 رمز على خريطتنا. اشتهر باسم Vega ، وهو ثاني ألمع نجم في نصف الكرة السماوية الشمالي وخامس ألمع نجم في سماء الليل. يقع هذا النجم الضخم من النوع A على بعد 25.3 سنة ضوئية من الأرض ، وهو نجم متغير من نوع Delta-Scuti وهو أول من تم تصوير طيفه. تاريخيا ، خدم فيجا كنجم القطب الشمالي حوالي 12000 قبل الميلاد وسوف يفعل ذلك مرة أخرى في حوالي 14000 م. بالمقارنة مع شمسنا ، فإن Vega هو فتى & # 8211 مع وفرة منخفضة بشكل غير عادي من العناصر ذات العدد الذري أعلى من تلك الموجودة في الهيليوم. إنه & # 8217s أيضًا دوار سريع & # 8211 يدور تمامًا على محوره في حوالي 12 ساعة. سريع جدًا لدرجة أن نصف قطر خط الاستواء أكبر بنسبة 23٪ من نصف القطر القطبي! شيء آخر يمتلكه فيجا هو وجود فائض من الأشعة تحت الحمراء. & # 8217s السبب؟ ربما قرص ظليل. اكتشاف المخالفات في القرص يعني أن هناك فرصة مميزة لكوكب بحجم كوكب المشتري يدور حوله! أتساءل كيف يدور بسرعة؟

احتفظ بالمنظار في متناول يدك وألق نظرة على Beta Lyrae & # 8211 رمز & # 8220B & # 8221 على خريطتنا. الآن هنا & # 8217s نظام نجمي خدعة إذا كان هناك واحد! يقع على بعد 882 سنة ضوئية من نظامنا الشمسي ويسمى Sheliak ، يعتبر & # 8220Tortoise & # 8221 بالتأكيد نجمًا ثنائيًا & # 8211 ولكن ليس فقط أي نجم ثنائي. Sheliak هو نجم ثنائي خسوف. And not just any eclipsing binary star, but an eclipsing contact binary star system made up of a blue-white dwarf (B7V) star and a white main sequence (A8V) star. The two stars are close enough that material from the photosphere of each is pulled towards the other, drawing the stars into an ellipsoid shape. Beta Lyrae is the prototype for this class of eclipsing binaries, whose components are so close together that they deform by their mutual gravitation! In a period of period of 12.9075 days you’ll see this star swing drop from magnitude 3.4 to magnitude 4.6 – and it’s very noticeable. While you’ll never split the AB pair, you can very easily pick out the 7th magnitude C component with just your binoculars!

Don’t loose the binoculars yet. Head up to Delta 1 and Delta 2 – the figure 󈭂” on our map. While the Delta pair is strictly an optical double star – this blue white and red pair of giant stars is very pleasing in binoculars. Slightly brighter, blue/white Delta 1 is located about 900 light years away and reddish Delta 2 is only about 720. Most of the time they are only separated by just a few tenths of a magnitude in brightness – but watch Delta 2 – because it is also a variable star and can become twice as dim! Did you happen to notice the pair is in a very stellar field? Good reason. Delta 1 and 2 are part of an open star cluster known as Stephenson 1.

Ready to have a look at Epsilon 2, the backwards 𔄛” on our map? This is the famous “Double Double”. In binoculars you will see what appears to be a nice, white double star – but put a telescope at high magnification on it and watch what happens. Both stars will resolve into binary stars! The Epsilon Lyrae pair is one of the most observed multiple star systems in the heavens and the 162 light year distant mates make for a great time in just about any telescope – even in the most light polluted skies. Not only is each pair of stars physically connected to each other – but both pairs of stars are gravitationally bound – requiring over 12 centuries to complete their orbits. Are they close? تتحدى. If you have to wait for a moment of stability for them to cut themselves apart, then consider they’re only separated by about 0.16 of a light year!

You can use binoculars, because star 13 is the infamous R Lyra – a proto-type variable star. Even though R is 350 light years away, its the brightest true (intrinsic) variable in the entire constellation. Sure, Beta looks brighter – but its changes come about because of eclipses – not because of internal processes. Inside of star 13 some mighty big changes are happening. Having progressed in its stellar evolution, this class M5 red giant star is also a semi-regular variable known as an SRb star – or a low-level, long period pulsating variable like Mira. Its changes are very noticeable, too… flipping between magnitude 3.9 and 5.0 over a 46 day period. Yes, it’s dying. And not a pretty death, either. Its mass is uncertain… It expands and contracts… its stellar temperature ranges from 3175 Kelvin to 3750 Kelvin… it has a dead carbon-oxygen core surrounded by fusing shells of helium… Apparently being star 13 isn’t so lucky!

Ready to get Messier? The go directly between Gamma and Beta Lyrae to grab the “Ring”… The only and only planetary nebula – M57. Discovered by French astronomer Antoine Darquier in 1779, the Ring Nebula was cataloged later that year by Charles Messier as M57 (RA 18 53 35 Dec +33 01 45). In binoculars the Ring will appear as slightly larger than a star, yet it cannot be focused to a sharp point. To a modest telescope at even low power, Messier 57 turns into a glowing donut against a wonderful stellar backdrop. The accepted distance to this unusual structure is about 1,400 light-years, and how you see the Ring on any given night is highly dependent on conditions. As aperture and power increase, so do details, and it is not impossible to see braiding in the nebula’s structure with scopes as small as 8″ on a fine night, or to pick up the star caught on the edge in even smaller apertures. Like all planetary nebulae, seeing the central star is considered the ultimate achievement in viewing. The central itself is a peculiar bluish dwarf which gives off a continuous spectrum, and might very well be a variable. At times, this shy, near 15th magnitude star can be seen with ease with a 12.5″ telescope, yet be elusive to even 31” in aperture weeks later. No matter what details you may see, reach for the “Ring” tonight. You’ll be glad you did.

More? Then hang on and let’s go globular cluster hunting as we capture Messier 56! Located roughly midway between Beta Cygni and Gamma Lyrae (RA 19 15 35.50 Dec +30 11 04.2), this class X globular was discovered by Charles Messier in 1779 on the same night he discovered a comet, and was later resolved by Herschel. At magnitude 8 and small in size, it’s a tough call for a beginner with binoculars, but is a very fine telescopic object. With a general distance of 33,000 light-years, this globular resolves well with larger scopes, but doesn’t show as much more than a faint, round area with small aperture. However, the beauty of the chains of stars in the field makes it quite worth the visit!

While you’re there, look carefully: M56 is one of the very few objects for which the photometry of its variable stars was studied strictly with amateur telescopes. While one bright variable had been known previously, up to a dozen more have recently been discovered. Of those, six had their variability periods determined using CCD photography and telescopes just like yours!

For a big telescope challenge, try your luck with NGC 6702 (RA 18:47.0 Dec +45:42). This magnitude 12, this small, faint elliptical galaxy was home to a supernovae event in 2002 and has a high evolved and highly studied globular cluster system. For a slightly brighter galaxy, look up very nearby NGC 6703 (RA 18:47.3 Dec +45:33) to the southeast. Also an elliptical galaxy, but a full magnitude brighter and slightly larger, you’ll pick out a more round signature in this one. Studies have found a dust lane in the center of NGC 6702 indicating a recent gaseous galaxy merger event meaning this pair are truly and interacting set.


Star-Splitters

This is a continuation of a two part tour in southwestern Lyra, the first part of which looked at an area south and southwest of Sheliak (you can get to it by clicking on this link if you missed it). This time we’re going to strike out west of Sheliak and see what gems were found in the celestial darkness by F.G.W. Struve and his son, Otto.

First, if you’re not familiar with the area, let’s locate Sheliak:

Sheliak, aka Beta (β) Lyrae, anchors the southwest corner of the constellation’s parallelogram. (Stellarium screen image with labels added, click for a larger view).

And then we’ll zoom in on the immediate Sheliak environs and look at the chart we’re going to use for this tour:

Notice the stars from the previous tour are also shown. (Stellarium screen image again with labels added, click to enlarge).

We’ll start with Σ 2349, which is located due west of Sheliak at a distance of just under three arc minutes (2° 49’ to be exact). If you look on the chart (click here to open it in a second window), you’ll see two faint stars which straddle a line drawn from Sheliak to Σ 2349. HIP 91984, with a magnitude of 7.35, lies south of that line at a distance of one degree from Sheliak, and HIP 91563 (magnitude of 7.28) lies north of the line at a distance of two degrees from Sheliak. If you aim midway between those stars and continue due west, you’ll find Σ 2349 waiting patiently.

Σ 2349 HIP: 91235 SAO: 67164
RA: 18h 36.6m Dec: +33° 28’
Identifier المقادير انفصال Position Angle WDS
STF 2349 AB: 5.39, 9.40 7.40″ 204° 2006
WAL 92 AC: 5.39, 12.10 32.90″ 314° 1998
Distance: 522 Light Years
Spectral Classification: “A” is B8

This is the most difficult of the three stars we’re going to look at due to it’s relatively tight separation, coupled with a sizable four magnitudes of difference:

At 86x in the six inch refractor I was using, the secondary was a mere spark of light, although it was distinctly seen. The “C” companion, at a magnitude of 12.10, required averted vision. Part of that was due to its faint magnitude, but the glare caused by the 6.71 magnitudes of difference between it and the white primary also contributed considerably to the difficulty. (East & west reversed to match the refractor view, click on the sketch to get a better look at “C”).

It was 1830 when F.G.W. Struve first measured the AB pair at 205.5° and 7.33”, and as Thomas Lewis’s compilation of observations at the right shows, there was little change in the next seventy-four years which followed. The WDS measure in 2006 shows not much happening here with the passage of an additional 102 years. The proper motion numbers in the WDS show the primary crawling along at a rate of +004 +003 (.004”/year east, .003”/year north). No numbers are shown for “B”, but considering the absence of significant change in the AB pair, “B” appears to be following the primary at very close to the same pace.

The three letter identifier of WAL 92 belongs to A. Wallenquist, who apparently had a good look at this area since he also discovered the “E” and “F” components of Nu-1 Lyrae on our last excursion. According to the WDS data, he first measured the 12.10 magnitude “C” component of Σ 2349 in 1944 at 320° and 30”, and as you can see above, the most recent WDS measure for AC is 314° and 32.90”. But if you look carefully at the sketch above, you can see the position angle of AC is actually further north than 320 degrees.

I pulled up an image of Σ 2349 in Vizier to see what I could discover and found a star at that same location, which is labeled “1” in the image below:

This image has been flipped to match the orientation of my sketch above, which puts west at the left and north at the top. Click on the image to get an easier to read version.

I also used the UCAC4 catalog in Vizier to get the magnitudes of the stars on the northwest side of the primary in order to pin down the correct star. (Type UCAC4 — in upper case letters! — in the Vizier search box and then enter the WDS identification of 18366+3328 in the search box on the next screen. After the date comes up, click on the last option at the bottom of the data [optical image] to get the chart above. Click on any of the stars with red circles and its data will appear at the bottom of the chart.)

The only star that comes closes to the correct magnitude is the one I labeled with a “1”, which UCAC4 has at a magnitude of 12.561. Stars “2” and “3” are way too faint to be candidates. Next I put the Aladin/Vizier measuring software to work to get the position angle of star number “1” and came up with 341°, but then got a surprise when I found the separation measured 46”, quite an increase from the 1988 WDS separation of 32.90”. Just to check further, I measured the distance and position angle from the primary to star number “2” at 296° and 51.42”, and from the primary to star number “3” at 319.5° and 57.0”

So something is wrong somewhere. My observation and the photo don’t match at all with the first (1944) and last (1988) measurements in the WDS. Another celestial conundrum, once again.

Now we’ll reverse direction and head for one of Otto Struve’s discoveries, OΣΣ 172, which is located east and somewhat north of Σ 2349 at a distance of just under two degrees (1° 43’) – here’s our previous chart once again. You can use 7.28 magnitude HIP 91563, located not quite halfway to OΣΣ 172 at a distance of 48’, as a stepping stone. Or you can center your finder midway between Sheliak and Σ 2349 and you should be able to spot OΣΣ 172 northeast of that spot at about 40’ away. A good 8吮 finder will show both stars, similar to what’s shown on the chart, which makes it easier to locate.

OΣΣ 172 (STTA 172) HIP: 91940 SAO: 67311
RA: 18h 44.5m Dec: 34° 00’
Magnitudes: 7.91, 8.66
Separation: 61.20”
Position Angle: 6° (WDS 2012)
Distance: 176 Light Years in Simbad 168 Light Years in Hipparcos
Spectral Classifications: “A” and “B” are F8

This is a bright and wide pair which should also be suitable for a 60mm refractor. On close examination, it’s a real beauty:

I detected a weak gold in both stars which was slightly more noticeable in the primary. Notice the surrounding field of stars seem to mainly arranged in groups of three and four. (East & west reversed once more, click on the sketch for a better view).

I didn’t catch it (not that I was looking for it) but S.W. Burnham mentioned seeing a faint star between the primary and secondary during one of the two observations he made of OΣΣ 172 in 1880 and 1905 (source):

Chances are it would have been buried in the glare, anyway, since according to the UCAC4 data it’s a 13.76 magnitude star:

Click on the image for a larger view.

Because this is a wide pair, I was curious about whether the primary and secondary are related. The WDS shows very similar proper motions for both the primary and secondary, which a chart from Simbad shows rather well:

The proper motion for the primary is +013 -015 (.013”/year east and .015”/year south), and for the secondary is +015 -017 (.015”/year east, .017”/year south). I zoomed into a six arc minute view for this chart, as opposed to the usual ten arc second view which is the default view in Simbad. Click on the image for a larger view.

In order to get a better picture of where the two stars are in relation to each other, it would be helpful to know the distance of the secondary (which also is identified as BD +33 3191 and SAO 67314), but several sources failed to show any data. Just to give you an idea of what’s available, I checked Hipparcos (available in Vizier by entering I/239/hip_main in the search box), Simbad, the Tokovinin Multiple Star Catalog, and the Yale Trigonometric Parallaxes (available in Vizier by entering I/238A/picat in the search box). It’s rather unusual for an 8.66 magnitude star not to have a published distance or parallax, so it could be both stars are at the same distance. Before I forget about it, many thanks to Bob Argyle and Neil English for the Tokovinin and Yale references.

Now let’s return to Σ 2349 in order to find our way to our last star, Σ 2333. If you look on our chart again, you’ll see we need to move southwest from Σ 2349 for about the same distance that separates Sheliak and Σ 2349, which is just under two degrees (1° 41’ in this case). You can use 7.60 magnitude HIP 90716 as a reference point since there’s nothing but a dark lane existing between Σ 2349 and Σ 2333.

Σ 2333 (S 703) HIP: 90766
SAO: 67059
RA: 18h 31.1m Dec: +32° 15’
Identifier المقادير انفصال Position Angle WDS
STF 2333 AB: 7.82, 8.57 6.40″ 333° 2007
STF 2333 AC: 7.82, 12.90 164.40″ 35° 2002
STF 2333 AD: 7.82, 13.70 85.80″ 339° 2002
STF 2333 BC: 8.57, 12.90 161.20″ 37° 2002
Distance: 707 Light Years (Simbad)
Spectral Classification: “A” is A0

The primary is white and the secondary radiates faint traces of orange – both stars are very similar in brightness. “C” wasn’t all that tough to pick out with direct vision in the six inch refractor. I looked long and hard for 13.70 magnitude “D”, but wasn’t able to detect any sign of it with averted vision. (East & west reversed to match the refractor view, click on the sketch to enlarger-ize it).

Even though Struve’s name is assigned to this system, Sir James South actually arrived here first with his measuring tools, coming up with a position angle of 336° 9’ and a separation of 6.43” for the AB pair in 1825. If you look at his observation at the left, you’ll see he started out using n p (north preceding) on his first measures of June 9 th , 1825, and then switched to s p (south preceding) a month later on July 13 th , and continued with سouth صreceding on his final averages. But the final figure of 66° 9’ جنوب preceding translates into 203° 51’, which is obviously way off, whereas 66° 9’ شمال preceding results in a more harmonious 336° 9’ (compare with the measurements shown below at the right). If you’re wondering how I translate those figures, at the end of this post I’ve attached a chart I use which comes from page 428 of this version of Admiral Willam H. Smyth’s Bedford Catalogue. (The Bedford Catalogue is actually part two of a larger book, A Cycle of Celestial Objects, which is where that link takes you).

Six years later, when F.G.W. Struve arrived on the scene, he measured the position angle at 335.3° and the separation at 6.28”. After that, as the excerpt at the right from Lewis’s book shows, through 1904 the position angle averaged out to 334.6° and the separation to 6.38”. Comparing those numbers to the last WDS measure in 2007 shows little change occurring.

However, there’s an interesting difference in the proper motion numbers shown in the WDS and Simbad. The WDS has “A” and “B” moving at the same rate (.001”/year west, .002”/year south), while Simbad has “B” with a different rate and direction (.0065”/year west, .0036”/year north). The WDS also shows PM numbers for “C” and “D”, but Simbad shows nothing for either star.

Proper Motions of Σ 2333
خبرات مكون
AB: -001 -002 -001 -002 (006.5 +003.6 in Simbad)
AC: -001 -002 -001 +002
AD: -001 -002 +002 +016

Simbad also has a plot of the AB pair, which looks like this when you zoom into a three arc minute view:

Click on the chart for a larger view.

Considering how little change in separation and position angle has taken place, it looks like the WDS data is more reliable, although in either case the motion is very minimal.

Since I had been unable to see it, I was curious about “D”, so I pulled up an Aladin photo of Σ 2333 and used the UCAC4 catalog to see if the magnitude there was fainter than what was shown in the WDS. After using Aladin’s measuring software to pin down the location of “D”, I found UCAC4 listed the magnitude at 14.173, which may explain why I didn’t see it. On the other hand, even if the magnitude had been 13.70 per the WDS listing, it would have been tough to detect in the combined glare of the primary and secondary.

East and west are reversed here to match the orientation of the refractor view and avoid confusion. Click on the photo for a better view.

So at the end of this three star adventure, we’re left with two head scratching contradictions, one being the correct position angle and separation for Σ 2349 AC, and the other the correct proper motion for the secondary of Σ 2333. While you’re busy solving those two issues, I’m going to pay a visit to a small constellation I haven’t given enough attention to over the last few years. Meet me in Delphinus next!

The Old Style Position Angle Chart

Click on the chart to get a larger and easier to read version.

The numbers in the outer ring of this chart represent the current system of measuring position angles, while the numbers on the inside refer to the old style used above by James South (here’s his observation of Σ 2333 again). So if we take Sir James’ June 9 th , 1825, position angle of 66° 23’ north preceding and look it up on the inside ring of the chart, we get a reading of 336° 23’ on the outer ring. If we use his July 13 th , 1825, position angle of 65° 55’ south preceding, we find it equals 204° 05’ – which is nowhere close to Struve’s 1831 position angle of 333.3°.

The old style of measuring the position angle has the virtue of being more descriptive because it conveys the position angle in terms of the motion of a star through the eyepiece: preceding puts a secondary on the west side of a primary, following places a secondary on the east side of a primary. What stands out as rather odd, though, is the way south is placed at the top of the chart and north at the bottom. Although refractors were far more common in the early days of astronomy, star diagonals were apparently non-existent. Viewing an object without a diagonal in the eyepiece end of the tube results in all four directions being reversed, just as they are on the chart. That’s the most likely explanation for the reversal of north and south, but it may also have to do with the orientation of the image in a Newtonian reflector, although that telescope design didn’t get much attention until William Herschel began producing and using them. I haven’t been able to pin down the point at which the old style PA chart came into widespread use, but it’s possible Sir William had some influence since he was the first observer to produce a large number of double star measures, virtually all of which were done with Newtonian instruments.


شاهد الفيديو: نظم التشغيل-49: الفصل الثامن الجزء الرابع: Fragmentation and Segmentation Memory Management (ديسمبر 2022).