✖


Jump to content

Капелла

Координаты : Карта неба 05 час 16 м 41.3591 с , 45° 59′ 52.768″
(Перенаправлено с Капеллы (звезда) )
Чтобы узнать о других значениях, см. Капелла (значения) .

Капелла
Расположение Капеллы Аа как самой яркой звезды (обведено кружком)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0        Равноденствие J2000.0 ( ICRS )
Созвездие Возничий
Произношение / k ə ˈ p ɛ l ə / [1]
А
Прямое восхождение 05 час 16 м 41.35871 с [2] [примечание 1]
Склонение +45° 59′ 52.7693″ [2] [примечание 1]
Apparent magnitude  (V) +0.08 [3] (+0.03 – +0.16 [4] )
ЧАС
Прямое восхождение 05 час 17 м 23.728 с [5]
Склонение +45° 50′ 22.97″ [5]
Apparent magnitude  (V) 10.16 [6]
л
Прямое восхождение 05 час 17 м 23.943 с [7]
Склонение +45° 50′ 19.84″ [7]
Apparent magnitude  (V) 13.7 [8]
Характеристики
А
Спектральный тип G3III: [9]
U-B Индекс цвета +0.44 [3]
B-V Индекс цвета +0.80 [3]
VR-R Индекс цвета −0.3 [3]
R−I Индекс цвета +0.44 [3]
Тип переменной РС КВн [10] (подозреваемый [11] )
Аа
Эволюционный этап Красный комок [12]
Спектральный тип К0III [13]
Аб
Эволюционный этап Субгигант [12]
Спектральный тип G1III [13]
ЧАС
Эволюционный этап Главная последовательность ( красный карлик ) [14]
Спектральный тип М2,5В [15]
U-B Индекс цвета 1.24 [16]
B-V Индекс цвета 1.50 [14]
R−I Индекс цвета 0.91 [14]
л
Эволюционный этап Главная последовательность ( красный карлик )
Спектральный тип М4: [17]
Астрометрия
А
Радиальная скорость (R v ) +29.9387 ± 0.0032 [12] км/с
Собственное движение (μ) Дата: 75.52 [2]  мас / ​
Декабрь: −427,11 [2]  мас / ​
Параллакс (р) 76,20 ± 0,46 но [2]
Расстояние 42,919 ± 0,049 св.
(13.159 ± 0.015 [12]  ПК )
Аа
Абсолютная величина ( МВ ) +0.296 [12]
Аб
Абсолютная величина ( МВ ) +0.167 [12]
ХЛ
Радиальная скорость (R v ) 31.63 ± 0.14 [12] км/с
ЧАС
Собственное движение (μ) ДАТА: 88.57 [18]  мас / ​
Декабрь: −428,91 [18]  мас / ​
Параллакс (р) 74,9521 ± 0,0188 но [19]
Расстояние 43,52 ± 0,01 св. лет
(13,342 ± 0,003 шт .)
Абсолютная величина ( МВ ) 9.53 [20]
л
Собственное движение (μ) ДАТА: 54.1 [21]  мас / ​
Декабрь: −417,5 [21]  мас / ​
Параллакс (р) 75,1838 ± 0,0534 но [22]
Расстояние 43,38 ± 0,03 св. лет
(13,301 ± 0,009 шт .)
Абсолютная величина ( МВ ) 13.1 [23]
Орбита [12]
Начальный Аа
Компаньон Аб
Период (П) 104,02128 ± 0,00016 д.
Большая полуось (а) 0,056442 ± 0,000023 "
( 0,74272 ± 0,00069 а.е. )
Эксцентриситет (е) 0.00089 ± 0.00011
Наклон (я) 137.156 ± 0.046 °
Долгота узла (Ом) 40.522 ± 0.039 °
Периастровая эпоха (Т) 2 448 147,6 ± 2,6 иорданских динаров
Аргумент периастра (ω)
(начальный) 		342,6 ± 9,0 ДжД °
Полуамплитуда (К 1 )
(начальный) 		25,9611 ± 0,0044 км/с
Полуамплитуда (К 2 )
(вторичный) 		26,860 ± 0,0017 км/с
Орбита [12]
Начальный ЧАС
Компаньон л
Период (П) 300 в год
Большая полуось (а) 3,5 дюйма
( 40 А.Е. [24] )
Эксцентриситет (е) 0.75
Наклон (я) 52°
Долгота узла (Ом) 288°
Периастровая эпоха (Т) 2,220
Аргумент периастра (ω)
(вторичный) 		88°
Подробности [12]
А
Металличность [Fe/H] −0,04 ± 0,06 декс
Возраст 590–650 млн лет назад
Аа
Масса 2.5687 ± 0.0074  M ☉
Радиус 11.98 ± 0.57  R ☉
Светимость (болометрическая) 78.7 ± 4.2  L ☉
Поверхностная гравитация (log g ) 2,691 ± 0,041 сГс
Температура 4970 ± 50 К
Вращение 104 ± 3 дня
Скорость вращения ( v sin i ) 4,1 ± 0,4 км/с
Аб
Масса 2.4828 ± 0.0067  M ☉
Радиус 8.83 ± 0.33  R ☉
Светимость (болометрическая) 72.7 ± 3.6  L ☉
Поверхностная гравитация (log g ) 2,941 ± 0,032 сГс
Температура 5730 ± 60 К
Вращение 8,5 ± 0,2 дня
Скорость вращения ( v sin i ) 35,0 ± 0,5 км/с
ЧАС
Масса 0.57 [12] [24]  M ☉
Радиус 0.54 ± 0.03 [20]  R ☉
Светимость (болометрическая) 0.05 [20]  L ☉
Поверхностная гравитация (log g ) 4,75 ± 0,05 кгс
Температура 3,700 ± 150 [20]  К
Металличность [Fe/H] +0.1 [20]  ловкость
л
Масса 0.53 [12]  M ☉
Другие обозначения
Альхаджот, Хокулей, α Возничего , 13 Возничего , BD +45 1077 FK5 193 , 6427 , 34029 HD HIP , HR 1708, SAO 40186+ , , GC J4165, ADS192 05167 + 24608 , WDS 4600 , LTT 1 1619, НЛТТ 14766 [25] [3] [26] [27] [16]
А : ГДж 194
ХЛ : ГДж 195 [16]
Ч : ППМ 47938, Г 96-29 , ЛТТ 11622, НЛТТ 14788, 2МАСС ДЖ05172386+4550229 [28]
Л : 2МАСС J05172394+4550198 [29]
Ссылки на базы данных
СИМБАД Капелла
Капелла Х
Капелла Л

Капелла ярчайшая звезда северного созвездия Возничего . — Он имеет обозначение Байера α Aurigae , которое латинизировано как Alpha Aurigae и сокращенно Alpha Aur или α Aur . Капелла — шестая по яркости звезда ночного неба и третья по яркости в северном небесном полушарии после Арктура и Веги . Яркий объект на северном зимнем небе, он находится около полюса для наблюдателей к северу от 44° с.ш. Его название, означающее «козочка» на латыни , Капелла изображала козу Амальтею , которая вскормила Зевса в классической мифологии. Капелла находится относительно близко, на расстоянии 42,9 световых лет (13,2 пк ) от Солнца . Это один из самых ярких источников рентгеновского излучения на небе, который, как полагают, исходит в основном из короны Капеллы Аа.

Хотя невооруженному глазу кажется, что это одна звезда, Капелла на самом деле представляет собой четверную звездную систему , состоящую из двух двойных пар , состоящих из звезд Капелла Аа, Капелла Ab, Капелла H и Капелла L. Основная пара — Капелла Аа и Капелла L. Капелла Ab — две ярко-желтые звезды-гиганты , каждая из которых примерно в 2,5 раза массивнее Солнца . Вторичная пара, Capella H и Capella L, составляет около 10 000 астрономических единиц (а.е.). [примечание 2] от первого и представляют собой два слабых, небольших и относительно холодных красных карлика .

Капелла Аа и Капелла Аб исчерпали водород своего ядра , остыли и расширились, отойдя от главной последовательности . Они находятся на очень узкой круговой орбите на расстоянии около 0,74 а.е. друг от друга и обращаются вокруг друг друга каждые 104 дня. Capella Aa — более холодная и яркая из двух, спектрального класса K0III; это в 78,7 ± 4,2 раза больше светимости Солнца и в 11,98 ± 0,57 раза больше его радиуса . Стареющая звезда красного скопления она синтезирует гелий с углеродом и кислородом , в своем ядре . Capella Ab немного меньше, горячее и относится к спектральному классу G1III; он в 72,7 ± 3,6 раза ярче Солнца и в 8,83 ± 0,33 раза больше его радиуса. Она находится в промежутке Герцшпрунга , что соответствует короткой фазе эволюции субгиганта , когда он расширяется и охлаждается, превращаясь в красного гиганта . Несколько других звезд в том же поле зрения были занесены в каталог как компаньоны, но физически не связаны между собой.

Номенклатура

[ редактировать ]
Капелла — самая яркая звезда в созвездии Возничего (вверху слева).

α Aurigae ( латинизированное название Alpha Aurigae звездной системы ) — это обозначение по Байеру . Он также имеет обозначение Флемстида 13 Aurigae. Она указана в нескольких каталогах звезд как ADS 3841, CCDM J05168+4559 и WDS J05167+4600. Как относительно близкая звездная система, Капелла занесена в Каталог Глизе-Ярейсса под обозначениями GJ 194 для яркой пары гигантов и GJ 195 для слабой пары красных карликов.

Традиционное название Капелла на латыни означает «маленькая коза» ; альтернативное имя Капра чаще использовалось в классические времена. [30] Это перевод греческого имени звезды Aἴξ (aix), что означает «Коза». Поскольку звучание греческого термина, обозначающего козу (aἴξ), похоже на звучание названия Эгейского моря, эта звезда использовалась для определения погодных правил и определения сезонного направления ветра. [31] В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN). [32] каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. Первый бюллетень WGSN за июль 2016 г. [33] включена таблица первых двух групп имен, одобренных WGSN; в который входила Капелла для этой звезды. Теперь оно внесено в Каталог звездных имен МАС. [34] В каталоге звездных названий Капелла указана как относящаяся к звезде α Возничего Аа. [35]

История наблюдений

[ редактировать ]

Капелла была самой яркой звездой на ночном небе с 210 000 до 160 000 лет назад, ее видимая величина составляла около -1,8 . с температурой -1,1 Альдебаран до этого периода был самым ярким; она и Капелла располагались на небе довольно близко друг к другу и приближались к северным полярным звездам . в то время [36]

некоторые древние каменные руины зданий в песчаной местности
Здание J (на переднем плане) в Монте-Альбане

Считается, что Капелла упоминается в аккадской надписи, датируемой 20 веком до нашей эры. [37] Его символика, связанная с козлом, восходит к Месопотамии как созвездие, называемое «ГАМ», «Гамлум» или «МУЛ.ГАМ» в документе 7-го века до нашей эры МУЛ.АПИН . ГАМ представлял ятаган или посох и, возможно, представлял собой одну звезду или созвездие Возничего в целом. Позже астрономы- бедуины создали созвездия, представляющие собой группы животных, где каждая звезда представляла одно животное. Звезды Возничего представляли собой стадо коз — ассоциация, также присутствующая в греческой мифологии. [38] ее иногда называют Звездой пастыря . В английской литературе [39] В классические времена Капелла считалась предвестником дождя. [40]

Здание J доколумбовой стоянки Монте -Альбан в штате Оахака в Мексике было построено около 275 г. до н. э., с другой ориентацией по сравнению с другими постройками комплекса. Его ступени расположены перпендикулярно возвышению Капеллы того времени, так что человек, выглядывающий из дверного проема здания, смотрел бы прямо на него. Капелла имеет большое значение, поскольку ее гелиакический восход произошел в течение дня после того, как Солнце прошло прямо над Монте-Альбаном. [41]

Множественный статус

[ редактировать ]

Профессор Уильям Уоллес Кэмпбелл из Ликской обсерватории объявил, что Капелла была двойной в 1899 году, основываясь на спектроскопических наблюдениях - он отметил на фотографических пластинках, сделанных с августа 1896 года по февраль 1897 года, что второй спектр оказался наложенным на первый и что имел место доплеровский сдвиг. до фиолетового в сентябре и октябре и до красного в ноябре и феврале, показывая, что компоненты двигались к Земле и от нее (и, следовательно, вращались вокруг друг друга). [42] [43] Почти одновременно британский астроном Хью Ньюолл наблюдал ее составной спектр с помощью четырехпризменного спектроскопа, прикрепленного к 25-дюймовому (64 см) телескопу в Кембридже в июле 1899 года, и пришел к выводу, что это двойная звездная система. [44]

Многие наблюдатели безуспешно пытались различить составляющие звезды. [45] Известная как «Друг интерферометриста», она была впервые решена интерферометрически в 1919 году Джоном Андерсоном и Фрэнсисом Писом в обсерватории Маунт-Вилсон , которые опубликовали орбиту в 1920 году на основе своих наблюдений. [46] [47] Это было первое интерферометрическое измерение любого объекта за пределами Солнечной системы . [48] Высокоточная орбита была опубликована в 1994 году на основе наблюдений звездного интерферометра Mark III , опять же в обсерватории Маунт-Вилсон. [49] Капелла также стала первым астрономическим объектом, который был получен с помощью оптического интерферометра с отдельным элементом, когда он был получен Кембриджским телескопом с синтезом оптической апертуры в сентябре 1995 года. [50]

В 1914 году финский астроном Рагнар Фурухельм заметил, что у спектроскопической двойной системы есть слабая звезда-компаньон, которая, поскольку ее собственное движение было аналогично движению спектроскопической двойной системы, вероятно, была физически связана с ней. [51] В феврале 1936 года Карл Л. Стернс заметил, что этот спутник оказался двойником; [52] это было подтверждено в сентябре того же года Джерардом Койпером . Эта пара обозначена Capella H и L. [53]

источник рентгеновского излучения

[ редактировать ]

Два полета ракеты Aerobee-Hi 20 сентября 1962 г. и 15 марта 1963 г. обнаружили и подтвердили источник рентгеновского излучения в Возничье на RA 05. час 09 м Дек +45°, идентифицирован как Капелла. [54] Важная веха в звездной рентгеновской астрономии произошла 5 апреля 1974 года, когда было обнаружено самое сильное на тот момент излучение рентгеновских лучей. [55] из Капеллы, ее светимость более чем в 10 000 раз превышает рентгеновскую светимость Солнца. [56] В тот день во время полета ракеты на короткое время была откалибрована система ориентации, когда звездный датчик направил ось полезной нагрузки на Капеллу. В этот период рентгеновские лучи в диапазоне 0,2–1,6 кэВ были обнаружены системой рентгеновских отражателей, совмещенной со звездным датчиком. [56]

Рентгеновская светимость ( L x ) ~10 24 В (10 31 очень с −1 ) на четыре порядка выше рентгеновской светимости Солнца. [56] Считается, что рентгеновские лучи Капеллы исходят в основном из короны самой массивной звезды. [57] Капелла — ROSAT источник рентгеновского излучения 1RXS J051642.2+460001. Высокая температура короны Капеллы, полученная по первому корональному рентгеновскому спектру Капеллы с использованием HEAO 1, потребует магнитного удержания, если только это не свободно текущий корональный ветер. [58]

Наблюдение

[ редактировать ]
фотография ночного неба над тускло освещенным горизонтом
Аннотированное изображение ночного неба, на котором показаны Возничего и Плеяды. Капелла — самая яркая звезда, вверху слева.

Со средней видимой величиной +0,08 Капелла — самый яркий объект в созвездии Возничего , шестая по яркости звезда ночного неба, третья по яркости в северном небесном полушарии (после Арктура и Веги ) и четвертая по яркости звезда. Виден невооруженным глазом с 40° с.ш. Оно имеет насыщенный желтовато-белый цвет, хотя желтый цвет более заметен при наблюдении в телескоп при дневном свете из-за контраста с голубым небом. [59]

Капелла находится ближе к северному полюсу мира, чем любая другая звезда первой величины . [60] [примечание 3] Его северное склонение таково, что оно фактически невидимо к югу от 44° южной широты — сюда входят самые южные районы Новой Зеландии , Аргентины и Чили , а также Фолклендские острова . И наоборот, это циркумполярно к северу от 44 ° с.ш .: на всей территории Соединенного Королевства и Канады (за исключением части Южного Онтарио ), большей части Европы и самых северных окраинах прилегающих Соединенных Штатов звезда никогда не заходит. Капелла и Вега находятся по разные стороны от полюса, примерно на одинаковом расстоянии от него, так что воображаемая линия между двумя звездами почти пройдет через Полярную звезду . [61] Видимая на полпути между Поясом Ориона и Полярной звездой, Капелла находится на самой высокой точке ночного неба в полночь в начале декабря и считается выдающейся звездой северного зимнего неба. [62]

В нескольких градусах к юго-западу от Капеллы лежат три звезды: Эпсилон Возничего , Зета Возничего и Эта Возничего , две последние из которых известны как «Дети», или Хаеди . знакомый узор или астеризм . Эти четыре звезды образуют на небе [63]

Расстояние

[ редактировать ]

Основываясь на годовом сдвиге параллакса в 76,20 миллисекунды дуги (с погрешностью 0,46 миллисекунды дуги), измеренном спутником Hipparcos , эта система оценивается на расстоянии 42,8 световых лет (13,12 парсека ) от Земли с погрешностью 0,3. световой год (0,09 парсека). [2] Альтернативный метод определения расстояния — использование орбитального параллакса , который дает расстояние 42,92 световых лет (13,159 парсеков) с погрешностью всего 0,1%. [12] Капелла была немного ближе к Солнечной системе , пройдя на расстоянии 29 световых лет около 237 000 лет назад. По оценкам , в прошлом [64] В этом диапазоне он сиял бы с видимой величиной -0,82, что сравнимо с сегодняшним Канопусом . [65]

В статье 1960 года американский астроном Олин Дж. Эгген пришел к выводу, что Капелла была членом движущейся группы Гиад , группы звезд, движущихся в том же направлении, что и скопление Гиад , после анализа ее собственного движения и параллакса . Члены группы примерно одного возраста, а те, которые примерно в 2,5 раза массивнее Солнца, покинули главную последовательность после исчерпания своих основных запасов водорода и расширяются и охлаждаются, превращаясь в красных гигантов . [3] [66]

Звездная система

[ редактировать ]
два больших бледно-желтых круга и три маленьких круга на черном фоне. Они обозначают двух гигантов, а также Солнце и двух карликов системы Капеллы.
Компоненты Капеллы по сравнению с Солнцем

от Капеллы находится несколько звезд В пределах нескольких угловых минут , некоторые из которых включены в различные каталоги звезд как спутники. В каталоге двойных звезд Вашингтона перечислены компоненты A, B, C, D, E, F, G, H, I, L, M, N, O, P, Q и R, где A — звезда, видимая невооруженным глазом . Большинство из них являются лишь спутниками прямой видимости , [67] но тесная пара красных карликов H и L находится на том же расстоянии, что и яркий компонент A, и движется в пространстве вместе с ним. [68] Капелла A сама по себе является спектрально-двойной системой с компонентами Aa и Ab, обеими звездами-гигантами . Пара гигантов отделена от пары красных карликов на 723 " . [12]

Американский астроном Роберт Бёрнем-младший описал масштабную модель системы, в которой Капелла А была представлена ​​сферами диаметром 13 и 7 дюймов, разделенными десятью футами. Тогда каждый из красных карликов имел диаметр 0,7 дюйма и их разделяло 420 футов. В этом масштабе две пары находятся на расстоянии 21 мили друг от друга. [69]

Капелла А

[ редактировать ]
Диаграмма Герцшпрунга Рассела, показывающая капеллу Aa и Ab
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, показывающая путь эволюции звезды, масса которой примерно равна массе двух гигантов Капеллы. Отмечены текущие состояния Капеллы Аа и Аб. [12]

Капелла А состоит из двух желтых эволюционировавших звезд, которые, по расчетам, обращаются вокруг друг друга каждые 104,02128 ± 0,00016 дней, с большой полуосью 111,11 ± 0,10 миллиона км (0,74272 ± 0,00069 а.е.), что примерно соответствует расстоянию между Венерой и Солнцем. Эта пара не является затменно-двойной системой, то есть, если смотреть с Земли, ни одна звезда не проходит перед другой. Орбита известна чрезвычайно точно и может быть использована для определения орбитального параллакса с гораздо большей точностью, чем та, которая измеряется напрямую. Звезды расположены недостаточно близко друг к другу, чтобы полость Роша любой из звезд могла быть заполнена и произошел какой-либо значительный массоперенос, даже на стадии красного гиганта главной звезды. [12]

Современное соглашение обозначает более яркую, более холодную звезду как компонент Аа, а ее спектральный класс обычно измеряется между G2 и K0. Более горячей вторичной Ab были присвоены различные спектральные классы: поздний (более холодный) F или ранний (более теплый) G. Спектральные классы MK двух звезд измерялись несколько раз, и им обеим последовательно присвоен класс светимости III. указывая на гигантскую звезду . [70] В составном спектре, по-видимому, доминирует главная звезда из-за ее более резких линий поглощения ; линии вторичного компонента расширены и размыты из-за его быстрого вращения. [45] Составной спектральный класс дан примерно как G3III, но с конкретным упоминанием особенностей, связанных с более холодным компонентом. [9] Самыми последними опубликованными типами являются K0III и G1III. [13] хотя более старые значения все еще широко цитируются, например G5IIIe + G0III из каталога Bright Star. [3] или G8III + G0III от Eggen. [66] Там, где контекст ясен, эти два компонента обозначаются как A и B. [71]

Отдельные видимые величины двух составляющих звезд не могут быть измерены напрямую, но их относительная яркость была измерена на различных длинах волн. Они имеют почти одинаковую яркость в видимом спектре света, при этом более горячий вторичный компонент обычно оказывается на несколько десятых звездной величины ярче. [12] Измерения 2016 года показали, что разница блеска между двумя звездами на длине волны 700 нм составляет 0,00 ± 0,1. [72]

Физические свойства двух звезд можно определить с высокой точностью. Массы получены непосредственно из орбитального решения: Aa составляет 2,5687 ± 0,0074 M ☉ , а Ab — 2,4828 ± 0,0067 M ☉ . Их угловые радиусы были непосредственно измерены; в сочетании с очень точным расстоянием это дает 11,98 ± 0,57 R ☉ и 8,83 ± 0,33 R ☉ для Aa и Ab соответственно. их Температуру поверхности можно рассчитать путем сравнения наблюдаемых и синтетических спектров, прямого измерения их угловых диаметров и яркости, калибровки по наблюдаемым показателям цвета и разделения спектров высокого разрешения. Средневзвешенные значения этих четырех методов дают 4970 ± 50 К для Aa и 5730 ± 60 для Ab. Их болометрическая светимость наиболее точно выводится из видимых звездных величин и болометрических поправок , но подтверждается расчетами по температурам и радиусам звезд. Aa в 78,7 ± 4,2 раза ярче Солнца, а Ab в 72,7 ± 3,6 раза ярче, поэтому звезда, определенная как основной компонент, является более яркой, если рассматривать все длины волн, но немного менее яркой на видимых длинах волн. [12]

По оценкам, ему от 590 до 650 миллионов лет. [12] звезды, вероятно, находились в горячем конце спектрального класса А во время своей жизни на главной последовательности , как и Вега . К настоящему времени они исчерпали свой водород в ядре и отделились от главной последовательности, их внешние слои расширяются и охлаждаются. [73] Несмотря на гигантский класс светимости, вторичный компонент очень четко находится в пределах щели Герцшпрунга на диаграмме Герцшпрунга-Рассела , все еще расширяясь и охлаждаясь в направлении ветви красных гигантов , что делает его субгигантом с эволюционной точки зрения. Более массивная главная звезда уже прошла эту стадию, когда ее максимальный радиус достигал 36–38 раз больше радиуса Солнца. Теперь это звезда красного скопления , которая в своем ядре синтезирует гелий с углеродом и кислородом — процесс, который еще не начался для менее массивной звезды. Детальный анализ показывает, что она приближается к концу этой стадии и снова начинает расширяться, что приведет ее к асимптотической гигантской ветви . Содержание изотопов [примечание 4] и скорость вращения подтверждают эту эволюционную разницу между двумя звездами. Содержание тяжелых элементов в целом сопоставимо с содержанием на Солнце, а общая металличность немного меньше, чем у Солнца. [45]

Период вращения каждой звезды можно измерить, наблюдая периодические изменения доплеровских сдвигов их спектральных линий. Абсолютные скорости вращения двух звезд известны по их наклонам, периодам вращения и размерам, но проекции экваториальных скоростей вращения, измеренные с использованием доплеровского уширения спектральных линий, являются стандартной мерой, и они обычно приводятся. [45] Capella Aa имеет прогнозируемую скорость вращения 4,1 ± 0,4 км в секунду, для завершения одного оборота требуется 104 ± 3 дня, тогда как Capella Ab вращается гораздо быстрее со скоростью 35,0 ± 0,5 км в секунду, совершая полный оборот всего за 8,5 ± 0,2 дня. . Торможение вращения происходит у всех звезд, когда они расширяются до гигантов, а также у двойных звезд происходит приливное торможение . Капелла Аа замедлилась до тех пор, пока ее вращение не зафиксировалось на орбитальном периоде, хотя теория предсказывает, что она все равно должна вращаться быстрее от начальной точки быстро вращающейся звезды А главной последовательности. [12]

Долгое время считалось, что Капелла немного изменчива. Ее амплитуда около 0,1 звездной величины означает, что временами она может быть ярче или слабее, чем Ригель , Бетельгейзе и Вега , которые также являются переменными. Система была классифицирована как переменная RS Canum Venaticorum . [10] класс двойных звезд с активными хромосферами , которые образуют огромные звездные пятна , но он до сих пор указан только как предполагаемая переменная в Общем каталоге переменных звезд . [11] Что необычно для систем RS CVn, более горячая звезда, Капелла Ab, имеет более активную атмосферу, поскольку она расположена в щели Герцшпрунга — стадии, на которой она меняет свой угловой момент и углубляет зону конвекции . [71]

Активная атмосфера и близость этих звезд означают, что они являются одними из самых ярких источников рентгеновского излучения на небе. Однако рентгеновское излучение обусловлено стабильными корональными структурами, а не эруптивной вспышечной деятельностью. Корональные петли размером больше Солнца и с температурой в несколько миллионов Кельвинов, вероятно, ответственны за большую часть рентгеновского излучения. [74]

Часовня ХЛ

[ редактировать ]

Седьмой спутник, опубликованный для Капеллы, компонент H, физически связан с яркой главной звездой. Это красный карлик отделенный от пары гигантов G-типа расстоянием около 10 000 а.е. , [68] У нее есть свой близкий спутник, еще более слабый красный карлик, который находился на расстоянии 1,8 дюйма, когда был открыт в 1935 году. Это компонент L в каталогах двойных звезд. В 2015 году расстояние увеличилось до 3,5 дюймов, что было достаточно, чтобы можно было определить предварительные параметры орбиты спустя 80 лет после ее открытия. [12] [75] В Каталоге близлежащих звезд Глизе -Ярайсса двойная система обозначена как GJ 195. Затем эти два компонента именуются по отдельности как GJ 195 A и B. [16]

Сообщается, что разница в визуальной звездной величине двух звезд составляет 3,5 магнитной величины (2,3 магнитной величины в полосе пропускания космического корабля Gaia длинах волн эта разница намного меньше ), хотя в инфракрасных . Это неожиданно и может указывать на дальнейших невидимых спутников. [12]

Массу звезд в принципе можно определить по орбитальному движению, но неопределенности в орбите привели к очень разным результатам. В 1975 году эксцентричная 388-летняя орбита дала массы 0,65 M ☉ и 0,13 M ☉ . [75] Меньшая, почти круговая орбита, опубликованная в 2015 году, имела 300-летнюю орбиту, на которой были установлены ограничения по массе 0,57 M ☉ и 0,53 M ☉ соответственно для GJ 195 A и B, исходя из их инфракрасных величин. [12]

Визуальные компаньоны

[ редактировать ]

Шесть визуальных спутников Капеллы были обнаружены до Капеллы H и обычно известны только как Капелла от B до G. Считается, что ни один из них не связан физически с Капеллой, хотя все они кажутся в небе ближе, чем пара HL. [69]

Обозначение нескольких/двойных звезд: WDS 05167+4600. [27]
Компонент Начальный Верно
вознесение (α)
Равноденствие J2000.0 		Склонение (δ)
Равноденствие J2000.0 		Эпоха
наблюдал
разделение 		Угловой
расстояние
от
начальный 		Позиция
угол
(родственник
на первичный) 		Очевидный
величина
(V) 		База данных
ссылка
Б А 05 час 16 м 42.7 с +46° 00′ 55″ 1898 46.6 ″ 23 ° 17.1
С А 05 час 16 м 35.9 с +46° 01′ 12″ 1878 78.2 ″ 318 ° 15.1
Д А 05 час 16 м 40.1 с +45° 58′ 07″ 1878 126.2 ″ 183 ° 13.6
И А 05 час 16.5 м +46° 02′ 1908 154.1 ″ 319 ° 12.1
Ф А 05 час 16 м 48.748 с +45° 58′ 30.84″ 1999 112.0 ″ 137 ° 10.21 СИМБАД
Г А 05 час 16 м 31.852 с +46° 08′ 27.42″ 2003 522.4 ″ 349 ° 8.10 СИМБАД

Компонент F также известен как TYC 3358-3142-1. Ему присвоен спектральный класс K. [76] хотя в каталог OB-звезд она включена как далекая светящаяся звезда. [77]

Компонент G — BD+45 1076, спектральный класс F0, [76] на расстоянии 401 светового года (123 парсека). [78] , она идентифицирована как переменный член Каталога направляющих звезд, По данным наблюдений Чандры хотя неизвестно, какой тип переменности. [79] Известно, что это источник рентгеновского излучения с активной короной. [78]

Несколько других звезд также внесены в каталог как спутники Капеллы. [27] Компоненты I, Q и R — звезды 13-й величины на расстояниях 92″, 133″ и 134″. [80] V538 Aurigae и ее близкий спутник HD 233153 — красные карлики в десяти градусах от Капеллы; у них очень похожие пространственные движения, но небольшая разница позволяет предположить, что это просто совпадение. [81] Две слабые звезды были обнаружены с помощью спекл-изображений в поле Капеллы HL, примерно в 10 дюймах от этой пары. Они внесены в каталог как Capella O и P. Неизвестно, связаны ли они физически с двойным красным карликом. [82]

Этимология и культура

[ редактировать ]

Капелла традиционно отмечает левое плечо одноименного возничего созвездия или, согласно « II века Птолемея астронома Альмагесту» , козла, которого несет возничий. В работе Байера «Уранометрия» 1603 года Капелла обозначает спину возничего. [83] Три Хаэди были выделены Плинием Старшим и Манилием в отдельное созвездие и назывались Капра , Капер или Гиркус , что связано со статусом «козлиной звезды». [40] Птолемей объединил Возничего и Козлов в Альмагесте II века . [84]

В греческой мифологии звезда олицетворяла козу Амальтею , вскормившую Зевса . Именно этот козел, рог которого, случайно отломленный Зевсом, превратился в Рог изобилия , или «рог изобилия», который будет наполнен всем, что пожелает его владелец. [37] Хотя Капелла чаще всего ассоциируется с Амальтеей, иногда ее связывают с владелицей Амальтеи, нимфой . Миф о нимфе гласит, что отвратительный внешний вид козла, напоминающий Горгону, был частично ответственен за поражение титанов после того, как Зевс снял с козла шкуру и носил ее как свою эгиду . [85]

В средневековых источниках он носил необычное имя Альхаджот (также пишется Альхаиор , Альтайот , Альхаисет , Альхатод , Альходжет , Аланак , Аланат , Алиок ), которое (особенно последнее) может быть искажением его арабского названия العيوق , аль- с айюк. [86] с Айюк не имеет четкого значения в арабском языке. [87] но может быть арабизированной формой греческого αίξ aiks «коза»; ср. новогреческое Αίγα Aiga , женское начало козы. [86] Бедуинам , Негева » и Синая Капелла аль-Айюк ат-Турайя «Капелла Плеяд , указывает на положение этого астеризма. [88] Другое имя на арабском языке было Аль-Ракиб «водитель», перевод с греческого. [86]

Древним балтам Капелла была известна как Перкуно Ожка «Громовой козел», или Тикутис . [89] И наоборот, в славяно-македонском фольклоре Капелла была Ястребом «ястребом», летающим высоко над головой и готовым наброситься на Курицу (Плеяды) и Петуха (Нат). [90]

Астрологически Капелла предвещает гражданские и военные почести и богатство . [39] В Средние века она считалась неподвижной звездой Бегена с каменным сапфиром и растениями берёда, мята, полынь и мандрагора в качестве атрибутов. Корнелий Агриппа перечислил его каббалистический знак . с именем Hircus (латинское козел ). [91] [92]

В индуистской мифологии Капелла рассматривалась как сердце Брахмы , Брахма Хридая . [39] В традиционной китайской астрономии Капелла была частью астеризма 五 車 ( Wŭ chē ; англ. Five Chariots ), который состоял из Капеллы вместе с Бетой Возничего , Тетой Возничего и Йотой Возничего , а также Бетой Тельца . [93] [94] Поскольку это была вторая звезда в этом астеризме, она получила китайское название 五車二 ( Wŭ chē èr ; англ.: Вторая из пяти колесниц ). [95]

На языке кечуа оно было известно как Колса ; [39] Инки высоко ценили звезду. [96] Гавайцы видели Капеллу как часть астеризма Ке ка о Макалии («Черепунка для каноэ Макали»), который помогал им ориентироваться в море. Названный Хоку-лей «звездным венком», он образовал этот астеризм с Проционом , Сириусом , Кастором и Поллуксом . [26] В таитянском фольклоре Капеллой была Тахи-арии , жена Фаа-нуи (Ауриги) и мать принца Тауруа ( Венеры ), который плывет на своем каноэ по небу. [97] В астрономии инуитов Капелла вместе с Менкалинаном ( Бета Возничего ), Поллуксом (Бета Близнецов) и Кастором (Альфа Близнецов) образовала созвездие Кутурьюук , «ключицы», две пары звезд, обозначающие кость каждая. Созвездие, используемое для навигации и измерения времени в ночное время, было известно от Аляски до западной Гренландии. [98] Гвичин видел Капеллу и Менкалинан , образуя шритс'ą įį видзее , правое ухо большого циркумполярного созвездия Яхдии , которое покрывало большую часть ночного неба и чья ориентация облегчала навигацию и хронометраж. [99]

В мифологии австралийских аборигенов народа буронг в Виктории Капеллой был Пурра , кенгуру , преследуемый и убитый близлежащими близнецами-Близнецами, Юрри ( Кастор ) и Ванджелом ( Поллукс ). [100] Народ вардаман на севере Австралии знал эту звезду как Ягалал , церемониальную рыбью чешую, родственную Гувамбе баррамунди ( Альдебарану ). [101]

Тезки

[ редактировать ]

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б Относится к центру масс двойной системы Капелла Aa/Ab. См. том 1, Каталоги Hipparcos и Tycho, заархивированные 1 сентября 2018 г. в Wayback Machine , Европейское космическое агентство, 1997, §2.3.4, и запись, заархивированную 3 марта 2016 г. в Wayback Machine в каталоге Hipparcos ( CDS) . ID I/239. Архивировано 3 марта 2016 г. в Wayback Machine .)
  2. ^ расстояние между Землей и Солнцем составляет одну астрономическую единицу.
  3. ^ Полярная звезда имеет лишь вторую звездную величину.
  4. ^ Содержание лития, соотношение C 12 /C 13 и соотношение C/N снизились в Capella Aa, но не в Capella Ab.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ «Капелла» . Мерриам-Вебстер . Проверено 9 мая 2022 г.
  2. ^ Перейти обратно: а б с д и ж ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–64. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В . дои : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID   18759600 .
  3. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Хоффлейт, Доррит ; Яшек, Карлос (1991). «Яркий звездный каталог». Нью-Хейвен, Коннектикут: Обсерватория Йельского университета, 5-е издание . Бибкод : 1991bsc..книга.....H .
  4. ^ Пети, М. (1990). «Каталог переменных или предполагаемых звезд вблизи Солнца». Приложение по астрономии и астрофизике . 85 : 971. Бибкод : 1990A&AS...85..971P .
  5. ^ Перейти обратно: а б Розер, С.; Бастиан, У. (1988). "Новый звездный каталог типа SAO". Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 74 : 449. Бибкод : 1988A&AS...74..449R . ISSN   0365-0138 .
  6. ^ Эгген, Олин Дж. (1963). «Трехцветная фотометрия компонентов в двойных и кратных системах шириной 228». Астрономический журнал . 68 : 483. Бибкод : 1963AJ.....68..483E . дои : 10.1086/109000 .
  7. ^ Перейти обратно: а б Кутри, Рок М.; Скрутски, Майкл Ф.; Ван Дайк, Шайлер Д.; Бейхман, Чарльз А.; Карпентер, Джон М.; Честер, Томас; Камбрези, Лоран; Эванс, Трейси Э.; Фаулер, Джон В.; Гизис, Джон Э.; Ховард, Элизабет В.; Хухра, Джон П.; Джарретт, Томас Х.; Копан, Евгений Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лайт, Роберт М.; Марш, Кеннет А.; Маккаллон, Ховард Л.; Шнайдер, Стивен Э.; Стининг, Рэй; Сайкс, Мэтью Дж.; Вайнберг, Мартин Д.; Уитон, Уильям А.; Уилок, Шерри Л.; Закариас, Н. (2003). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог точечных источников всего неба 2MASS (Cutri + 2003)» . Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2246 : II/246. Бибкод : 2003yCat.2246....0C .
  8. ^ Агравал, ПК; Рао, Арканзас; Шрикантан, Б.В. (1986). «Исследование рентгеновского излучения в спокойном состоянии вспыхивающих звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 219 (2): 225. Бибкод : 1986MNRAS.219..225A . дои : 10.1093/mnras/219.2.225 . ISSN   0035-8711 .
  9. ^ Перейти обратно: а б Кинан, Филип С; Макнил, Раймонд С. (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 71 : 245. Бибкод : 1989ApJS...71..245K . дои : 10.1086/191373 .
  10. ^ Перейти обратно: а б Одар, М. (2002). Исследования звездных корон с помощью XMM-Newton . 34-я Научная ассамблея КОСПАР . Том. 34. Бибкод : 2002cosp...34E1599A .
  11. ^ Перейти обратно: а б Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 : Б/ГКВС. Бибкод : 2009yCat....102025S .
  12. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с т в v В Торрес, Уильям; Кларет, Энтони; Павловский, Крешмир; Доттер, Аарон (2015). «Возвращение к капелле (α Aurigae): новая двойная орбита, физические свойства и эволюционное состояние». Астрофизический журнал . 807 (1): 26.arXiv : 1505.07461 . Бибкод : 2015ApJ...807... 26T дои : 10.1088/0004-637X/807/1/26 . S2CID   55901109 .
  13. ^ Перейти обратно: а б с Штрасмайер, КГ; Фекель, ФК (1990). «Спектральная классификация хромосферно активных двойных звезд со сложными спектрами». Астрономия и астрофизика . 230 : 389. Бибкод : 1990A&A...230..389S .
  14. ^ Перейти обратно: а б с Стауффер, младший; Хартманн, Л.В. (1986). «Хромосферная активность, кинематика и металличность близлежащих М-карликов» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 61 : 531. Бибкод : 1986ApJS...61..531S . дои : 10.1086/191123 . ; см. Таблицу 1.
  15. ^ Джой, Альфред Х .; Абт, Хельмут А. (1974). «Спектральные типы М-карликовых звезд». Приложение к астрофизическому журналу . 28 : 1. Бибкод : 1974ApJS...28....1J . дои : 10.1086/190307 .
  16. ^ Перейти обратно: а б с д GJ 195. Архивировано 7 ноября 2017 г. в Wayback Machine , запись в каталоге, Предварительная версия Третьего каталога ближайших звезд , Глизе, Вильгельм ; Джарайсс, Х. 1991, CDS ID V/70A . Архивировано 31 мая 2008 г. в Wayback Machine .
  17. ^ Бидельман, WP (1985). «Спектральная классификация звезд собственного движения Г. П. Койпера» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 59 : 197. Бибкод : 1985ApJS...59..197B . дои : 10.1086/191069 . ISSN   0067-0049 .
  18. ^ Перейти обратно: а б Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). « Выпуск данных Gaia 2: Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  19. ^ Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (2021). « Ранние данные Gaia , выпуск 3: Краткое описание содержания и свойств исследования» . Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID   227254300 . (Ошибка: дои : 10.1051/0004-6361/202039657e ) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  20. ^ Перейти обратно: а б с д и Леггетт, СК; Аллард, Ф.; Берриман, Грэм; Дан, Конард К.; Хаушильдт, Питер Х. (1996). «Инфракрасные спектры звезд малой массы: к температурной шкале красных карликов». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 104 : 117. Бибкод : 1996ApJS..104..117L . дои : 10.1086/192295 . S2CID   121534198 . ; см. Таблицы 3, 6 и 7.
  21. ^ Перейти обратно: а б Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). « Выпуск данных Gaia 2: Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  22. ^ Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (2021). « Ранние данные Gaia , выпуск 3: Краткое описание содержания и свойств исследования» . Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID   227254300 . (Ошибка: дои : 10.1051/0004-6361/202039657e ) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  23. ^ Джонсон, HM (1983). «Происхождение и возраст рентгеновских карликовых М-звезд» . Астрофизический журнал . 273 : 702. Бибкод : 1983ApJ...273..702J . дои : 10.1086/161405 .
  24. ^ Перейти обратно: а б Фишер, Дебра А .; Марси, Джеффри В. (1992). «Множественность среди М-карликов» . Астрофизический журнал . 396 : 178. Бибкод : 1992ApJ...396..178F . дои : 10.1086/171708 . ; см. Таблицу 1.
  25. ^ NAME CAPELLA — Переменная типа RS CVn , запись в базе данных, SIMBAD . Доступ онлайн 23 декабря 2008 г.
  26. ^ Перейти обратно: а б Брош 2008 , с. 46.
  27. ^ Перейти обратно: а б с «Запись 05167+4600» . Каталог двойных звезд Вашингтона . Военно-морская обсерватория США . Архивировано из оригинала 16 августа 2011 г. Проверено 24 декабря 2008 г.
  28. ^ G 96-29 — Звезда высокого собственного движения , запись в базе данных, SIMBAD . Доступ онлайн 23 декабря 2008 г.
  29. ^ НАЗВАНИЕ КАПЕЛЛА L – Звезда в двойной системе , запись в базе данных, СИМБАД . Доступ онлайн 23 декабря 2008 г.
  30. ^ Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткий путеводитель по 254 именам звезд и их производным (2-е изд.). Скай Паб . п. 19. ISBN  978-1-931559-44-7 .
  31. ^ Хоффманн, Сюзанна М. (2021). Как лев вышел на небо По следам созвездий . Космос Верлаг (1-е изд.). Штутгарт. ISBN  978-3-440-17251-3 . OCLC   1243068585 . {{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  32. ^ Мамаек, Эрик; Гарсиа, Беатрис; Хамахер, Дуэйн; Монмерль, Тьерри; Пасачофф, Джей; Ридпат, Ян; Сунь, Сяочунь; ван Гент, Роберт (2016). «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Архивировано из оригинала 10 июня 2016 года . Проверено 22 мая 2016 г.
  33. ^ Мамаек, Эрик; Гарсиа, Беатрис; Хамахер, Дуэйн; Монмерль, Тьерри; Пасачофф, Джей; Ридпат, Ян; Сунь, Сяочунь; ван Гент, Роберт. «Бюллетень Рабочей группы МАС по звездным именам, № 1» (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 17 апреля 2018 года . Проверено 28 июля 2016 г.
  34. ^ Мамаек, Эрик; Гарсиа, Беатрис; Хамахер, Дуэйн; Монмерль, Тьерри; Пасачофф, Джей; Ридпат, Ян; Сунь, Сяочунь; ван Гент, Роберт (июль 2016 г.). «Каталог звездных имен МАС» . Архивировано из оригинала 7 июля 2018 года . Проверено 28 июля 2016 г.
  35. ^ «Каталог звездных имен МАС (IAU-CSN)» . Архивировано из оригинала 7 июля 2018 г. Получено 14 августа 2016 г. - через www.pas.rochester.edu.
  36. ^ Шааф 2008 , с. 155.
  37. ^ Перейти обратно: а б Шааф 2008 , с. 152.
  38. ^ Роджерс, Джон Х. (1998). «Происхождение древних созвездий: I. Месопотамские традиции». Журнал Британской астрономической ассоциации . 108 (1): 9–28. Бибкод : 1998JBAA..108....9R .
  39. ^ Перейти обратно: а б с д Аллен 2013 , с. 88.
  40. ^ Перейти обратно: а б Аллен 2013 , с. 86.
  41. ^ Авени, Энтони Ф .; Линсли, Роберт М. (1972). «Курган J, Монте-Альбан: возможная астрономическая ориентация». Американская древность . 37 (4): 528–31. дои : 10.2307/278959 . JSTOR   278959 . S2CID   162239618 .
  42. ^ Кэмпбелл, Уильям Уоллес (октябрь 1899 г.). «Спектроскопическая бинарная капелла». Астрофизический журнал . 10 : 177. Бибкод : 1899ApJ....10..177C . дои : 10.1086/140625 .
  43. ^ Ньюолл, Хью Фрэнк (декабрь 1899 г.). «Переменные скорости звезд на луче зрения». Обсерватория . 22 : 436–37. Бибкод : 1899Obs....22..436N .
  44. ^ Ньюолл, Хью Фрэнк (март 1900 г.). «Двоичная система Капеллы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 60 (6): 418–20. Бибкод : 1900MNRAS..60..418N . дои : 10.1093/mnras/60.6.418 . Архивировано из оригинала 29 мая 2020 г. Проверено 27 августа 2019 г.
  45. ^ Перейти обратно: а б с д Торрес, Гильермо; Кларет, Антонио; Янг, Патрик А. (2009). «Двойная орбита, физические свойства и эволюционное состояние Капеллы (α Aurigae)» (PDF) . Астрофизический журнал . 700 (2): 1349–81. arXiv : 0906.0977 . Бибкод : 2009ApJ...700.1349T . дои : 10.1088/0004-637X/700/2/1349 . S2CID   16052567 . Архивировано (PDF) из оригинала 13 августа 2017 г. Проверено 4 ноября 2018 г.
  46. ^ Мейсон, Б. (22–25 августа 2006 г.). Уильям И. Харткопф; Эдвард Ф. Гинан; Петр Харманец (ред.). «Двойные звезды как важнейшие инструменты и тесты в современной астрофизике, Материалы 240-го симпозиума Международного астрономического союза, состоявшегося в Праге, Чешская Республика: Классические наблюдения визуальных двойных и кратных звезд» . Труды Международного астрономического союза . 2 : 88–96 [94]. дои : 10.1017/S1743921307003857 . ISBN  978-0-521-86348-3 . S2CID   120643829 .
  47. ^ Андерсон, Джон А. (1920). «Применение метода интерферометра Майкельсона для измерения близких двойных звезд» . Астрофизический журнал . 51 : 263–75. Бибкод : 1920ApJ....51..263A . дои : 10.1086/142551 .
  48. ^ Таббс, Боб (апрель 1997 г.). «Современная оптическая интерферометрия» . Архивировано из оригинала 20 апреля 2017 г. Проверено 19 апреля 2017 г.
  49. ^ Хаммел, Калифорния; Армстронг, Джей Ти; Квирренбах, А.; Бушер, DF; Мозуркевич Д.; Элиас, Нью-Мексико II; Уилсон, Р.Э. (1994). «Очень высокая точность орбиты Капеллы с помощью интерферометрии с длинной базой». Астрономический журнал . 107 : 1859. Бибкод : 1994AJ....107.1859H . дои : 10.1086/116995 . См. спектральные классы в §1, орбиту в таблице 1, параметры звезд в таблице 5 и возраст системы в §6.3.
  50. ^ Болдуин, Дж. Э.; Беккет, Миннесота; Бойсен, Р.К.; Бернс, Д.; Бушер, DF; Кокс, GC; Ханифф, Калифорния; Маккей, CD; Найтингейл, Н.С.; Роджерс, Дж.; Шойер, PAG; Скотт, ТР; Тутхилл, П.Г.; Уорнер, Пи Джей; Уилсон, DMA; Уилсон, Р.В. (1996). «Первые изображения из массива синтеза оптической апертуры: картирование Капеллы с помощью COAST в две эпохи». Астрономия и астрофизика . 306 : Л13–Л16. Бибкод : 1996A&A...306L..13B . .
  51. ^ Фурухельм, Рагнар (апрель 1914 г.). «Слабый товарищ Капеллы» . Астрономические новости (на немецком языке). 197 (11): 181–82. Бибкод : 1914AN....197..181F . дои : 10.1002/asna.19141971103 . 4715. Архивировано из оригинала 05.11.2020 . Проверено 30 сентября 2020 г.
  52. ^ Стернс, Карл Л. (июль 1936 г.). «Записка о двуличности Капеллы Н» . Астрономический журнал . 45 (1048): 120. Бибкод : 1936AJ.....45..120S . дои : 10.1086/105349 . .
  53. ^ Койпер, Джерард П. (октябрь 1936 г.). «Подтверждение двуличности Капеллы Н». Астрофизический журнал . 84 : 359. Бибкод : 1936ApJ....84Q.359K . дои : 10.1086/143788 .
  54. ^ Фишер, Филип К.; Мейеротт, Артур Дж. (1964). «Звездное рентгеновское излучение». Астрофизический журнал . 139 (1): 123–42. Бибкод : 1964ApJ...139..123F . дои : 10.1086/147742 .
  55. ^ Филип А. Чарльз и Фредерик Д. Сьюард, Исследование рентгеновской Вселенной (Cambridge University Press, 1995), стр.7
  56. ^ Перейти обратно: а б с Катура, RC; Актон, LW; Джонсон, HM (1975). «Доказательства рентгеновского излучения Капеллы» . Астрофизический журнал . 196 (ч.2): L47–49. Бибкод : 1975ApJ...196L..47C . дои : 10.1086/181741 .
  57. ^ Исибаши, Кадзунори; Дьюи, Дэниел; Хюнемёрдер, Дэвид П.; Теста, Паола (2006). «Наблюдения Chandra/HETGS за системой Капеллы: первичное как доминирующий источник рентгеновского излучения». Астрофизический журнал . 644 (2): L117–20. arXiv : astro-ph/0605383 . Бибкод : 2006ApJ...644L.117I . дои : 10.1086/505702 . S2CID   119444967 .
  58. ^ Гюдель, Мануэль (2004). «Рентгеновская астрономия звездных корон». Обзор астрономии и астрофизики . 12 (2–3): 71–237. arXiv : astro-ph/0406661 . Бибкод : 2004A&ARv..12...71G . дои : 10.1007/s00159-004-0023-2 . S2CID   119509015 .
  59. ^ Шааф 2008 , с. 146.
  60. ^ Бернэм 1978 , с. 261.
  61. ^ Арнольд, HP (1999). Фотографический атлас звезд . ООО "ИОП Паблишинг" с. 68. ИСБН  978-0-7503-0654-6 . Архивировано из оригинала 28 марта 2017 г. Проверено 27 марта 2017 г.
  62. ^ Болл, Роберт (2014) [1900]. Букварь астрономии . Издательство Кембриджского университета. стр. 194–95. ISBN  978-1-107-42743-3 . Архивировано из оригинала 25 июля 2020 г. Проверено 27 мая 2020 г.
  63. ^ Ридпат и Тирион 2001 , стр. 86–88.
  64. ^ Бэйлер-Джонс, Калифорния (2015). «Близкие встречи звездного рода». Астрономия и астрофизика . 575 : 13. arXiv : 1412.3648 . Бибкод : 2015A&A...575A..35B . дои : 10.1051/0004-6361/201425221 . S2CID   59039482 . А35.
  65. ^ Томкин, Джоселин (апрель 1998 г.). «Бывшие и будущие Небесные Короли». Небо и телескоп . 95 (4): 59–63. Бибкод : 1998S&T....95d..59T . – на основе расчетов по данным Hipparcos . (В расчеты не включены звезды, расстояние или собственное движение которых не определены.) [1] [2] Архивировано 28 мая 2020 г. на Wayback Machine.
  66. ^ Перейти обратно: а б Эгген, Олин Дж. (1960). «Звездные группы, VII. Строение группы Гиад» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 120 (6): 540–62. Бибкод : 1960MNRAS.120..540E . дои : 10.1093/mnras/120.6.540 .
  67. ^ Шааф 2008 , с. 154.
  68. ^ Перейти обратно: а б Эйрс, Томас Р. (1984). «Капелла ХЛ». Крутые звезды, звездные системы и Солнце: Capella HL . Конспект лекций по физике. Том. 193. с. 202. Бибкод : 1984ЛНП...193..202А . дои : 10.1007/3-540-12907-3_204 . ISBN  978-3-540-12907-3 . {{cite book}}: |journal= игнорируется ( помогите )
  69. ^ Перейти обратно: а б Бернэм 1978 , с. 264.
  70. ^ Скиф, Брайан А. (2014). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Скифф, 2009–2016)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/Mk. Первоначально опубликовано в: Обсерватория Лоуэлла (октябрь 2014 г.) . 1 : Б/мк. Бибкод : 2014yCat....1.2023S .
  71. ^ Перейти обратно: а б Вебер, М.; Штрасмайер, КГ (2011). «Возвращение к спектроскопической орбите Капеллы». Астрономия и астрофизика . 531 : id.A89 (5 стр.). arXiv : 1104.0342 . Бибкод : 2011A&A...531A..89W . дои : 10.1051/0004-6361/201116885 . S2CID   119184231 .
  72. ^ Хаттер, диджей; Завала, РТ; Тайкнер, К.; Бенсон, Дж.А.; Хаммел, Калифорния; Сэнборн, Дж.; Франц, О.Г.; Джонстон, Кей Джей (2016). «Обзор ярких звезд методом оптической интерферометрии. I. Поиск множественности среди звезд спектральных классов F – K» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 227 (1): 4. arXiv : 1609.05254 . Бибкод : 2016ApJS..227....4H . дои : 10.3847/0067-0049/227/1/4 . S2CID   118803592 .
  73. ^ Шааф 2008 , стр. 153–55.
  74. ^ Аргироффи, К.; Маджио, А.; Перес, Г. (2003). «О корональных структурах и их изменчивости в активных звездах: случай Капеллы, наблюдаемой с помощью Chandra / LETGS» . Астрономия и астрофизика . 404 (3): 1033. Бибкод : 2003A&A...404.1033A . дои : 10.1051/0004-6361:20030497 .
  75. ^ Перейти обратно: а б Хайнц, WD (1975). «Параллакс и движения системы Капеллы». Астрофизический журнал . 195 : 411. Бибкод : 1975ApJ...195..411H . дои : 10.1086/153340 .
  76. ^ Перейти обратно: а б Хекманн, О. (1975). АГК 3. Звездный каталог положений и собственных движений севернее −2,5 град. склонение . Гамбург-Бергедорф: Гамбургская обсерватория. Бибкод : 1975ascp.book.....H .
  77. ^ Гончаров, Г.А. (2012). «Пространственное распределение и кинематика OB-звезд». Письма по астрономии . 38 (11): 694–706. arXiv : 1606.09028 . Бибкод : 2012АстЛ...38..694Г . дои : 10.1134/S1063773712110035 . S2CID   119108982 .
  78. ^ Перейти обратно: а б Хоффман, Джон; Гюнтер, Ганс М.; Райт, Николас Дж. (2012). «Ограничения на повсеместное распространение циклов коронального рентгеновского излучения». Астрофизический журнал . 759 (2): 145. arXiv : 1209.5101 . Бибкод : 2012ApJ...759..145H . дои : 10.1088/0004-637X/759/2/145 . S2CID   118365710 .
  79. ^ Николс, Джой С.; Хенден, Арне А.; Хюнемёрдер, Дэвид П.; Лауэр, Дженнифер Л.; Мартин, Эрик; Морган, Дуглас Л.; Сундхейм, Бет А. (2010). «Каталог переменных путеводных звезд Чандры». Приложение к астрофизическому журналу . 188 (2): 473. Бибкод : 2010ApJS..188..473N . дои : 10.1088/0067-0049/188/2/473 . hdl : 1721.1/95684 . S2CID   954298 .
  80. ^ Шлиммер, Дж. (2010). «Измерения двойной звезды с помощью веб-камеры». Журнал наблюдений двойных звезд . Годовой отчет за 2009 год. 6 (3): 197. Бибкод : 2010JDSO....6..197S .
  81. ^ Шая, Эд Дж.; Оллинг, Роб П. (2011). «Очень широкие двойные системы и другие сопутствующие звезды-спутники: байесовский анализ каталога Hipparcos». Приложение к астрофизическому журналу . 192 (1): 2. arXiv : 1007.0425 . Бибкод : 2011ApJS..192....2S . дои : 10.1088/0067-0049/192/1/2 . S2CID   119226823 .
  82. ^ Хелминяк, КГ; Конацкий, М.; Кулкарни, СР; Эйснер, Дж. (2009). «Прецизионная астрометрия выборки спекл-двойных и кратных звезд с помощью средств адаптивной оптики на телескопах Хейл и Кек II» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 400 (1): 406–421. arXiv : 0908.3468 . Бибкод : 2009MNRAS.400..406H . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15495.x . S2CID   14169943 .
  83. ^ Вагман, Мортон (2003). Потерянные звезды: потерянные, пропавшие без вести и проблемные звезды из каталогов Йоханнеса Байера, Николаса Луи де Лакайля, Джона Флемстида и многих других . Издательская компания McDonald & Woodward. п. 503. ИСБН  978-0-939923-78-6 .
  84. ^ Винтерберн 2009 , с. 131.
  85. ^ Ридпат, Ян . «Аурига» . Звездные сказки . самостоятельно опубликовано . Проверено 30 марта 2022 г.
  86. ^ Перейти обратно: а б с Аллен 2013 , с. 87.
  87. ^ Эдварда Уильяма Лейна : Арабско-английский лексикон cwq
  88. ^ Бейли, Клинтон (1974). «Бедуинские звездные знания на Синае и Негеве». Бюллетень Школы восточных и африканских исследований Лондонского университета . 37 (3): 580–96. дои : 10.1017/s0041977x00127491 . JSTOR   613801 . S2CID   131527348 .
  89. ^ Страйжис, В.; Климка, Л. (1997). «Космология древних балтов». Журнал истории астрономии, Приложение по археоастрономии . 28 (22): С57. Бибкод : 1997JHAS...28...57S . дои : 10.1177/002182869702802207 . S2CID   117470993 .
  90. ^ Сенев, Гьоре (2008). «Македонские народные созвездия». Публикации Астрономической обсерватории Белграда . 85 : 97–109. Бибкод : 2008POBeo..85...97C .
  91. ^ Генрих Корнелий Агриппа (1651 г.). Философия естественной магии . Перевод Александрийской библиотеки Дж. Ф. п. 29. ISBN  978-1-4655-7650-7 . Архивировано из оригинала 13 марта 2017 г. Проверено 13 марта 2017 г.
  92. ^ Генрих Корнелиус Агриппа фон Неттесгейм (1967) [1533]. De Occulta Philosophia (на латыни). Райхл Верлаг. п. 17. ISBN  978-3-87667-021-8 . Архивировано из оригинала 13 марта 2017 г. Проверено 13 марта 2017 г.
  93. ^ «AEEA 天文教育資訊網, Выставочная и образовательная деятельность в области астрономии» (на китайском языке). Национальный музей естественных наук, Тайвань. Архивировано из оригинала 16 июля 2011 года . Проверено 31 декабря 2008 г.
  94. ^ Келли, Дэвид Х.; Милон, EF; Авени, Энтони Ф. (2005). Исследование древнего неба: энциклопедический обзор археоастрономии . Биркхойзер. п. 322. ИСБН  978-0-387-95310-6 .
  95. ^ «Гонконгский музей космонавтики – Исследовательские ресурсы – названия звезд на китайском/английском языке» (на китайском языке). Архивировано из оригинала 29 сентября 2009 г. Проверено 31 декабря 2008 г.
  96. ^ Антониади, EM (1942). «Астрономия инков и древних перуанцев». Астрономия (на французском языке). 56 :137–39. Бибкод : 1942LAstr..56..137A .
  97. ^ Генри, Теуира (1907). «Таитянская астрономия: рождение небесных тел». Журнал Полинезийского общества . 16 (2): 101–04. JSTOR   20700813 .
  98. ^ Макдональд, Джон (1998). Арктическое небо: астрономия инуитов, звездные знания и легенды . Королевский музей Онтарио/Исследовательский институт Нунавута. стр. 65–67 . ISBN  978-0-88854-427-8 .
  99. ^ Кэннон, Крис; Холтон, Гэри (2014). «Недавно задокументированное циркумполярное созвездие всего неба в гвичине на Аляске» . Арктическая антропология . 51 (2): 1–8. дои : 10.3368/aa.51.2.1 . S2CID   164631823 . Архивировано из оригинала 20 июля 2018 г. Проверено 22 июня 2017 г.
  100. ^ Стэнбридж, Уильям Эдвард (1857). «Об астрономии и мифологии аборигенов Виктории». Труды Философского института Виктории . 2 : 140. Бибкод : 1857PPIVT...2..137S .
  101. ^ Харни, Билл Йидумдума; Кэрнс, Хью К. (2004) [2003]. Темные бенгальские огни (пересмотренная ред.). Хью К. Кэрнс. стр. 204–05. ISBN  978-0-9750908-0-0 .

Источники

[ редактировать ]


Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Capella&oldid=1235796389"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 612eaef072d8a1014f756b70ef4ff113__1721537400
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/61/13/612eaef072d8a1014f756b70ef4ff113.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Capella - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)