Tähtitiede

Millä tähdellä on pienin absoluuttinen suuruus?

Millä tähdellä on pienin absoluuttinen suuruus?

Olen nähnyt monia luetteloita tähdistä, joilla on eniten kirkkautta, massaa ja lämpötilaa, mutta en ole koskaan nähnyt sellaista, joka olisi suunnilleen absoluuttinen. Joten ihmettelen, minkä tähden absoluuttinen suuruus on pienin (toisin sanoen mikä tähti on kirkkain, kun katsoja on 10 pc: n päässä)?


Tähtien ilmeinen vs. absoluuttinen suuruus - interaktiivinen malli

Suuri osa tähtitieteestä on erityisen visuaalista, mukaan lukien näennäisen suuruuden ja absoluuttisen suuruuden käsitteet.

Ajatus tuulettimen tuottaman tuulen voimakkuuden käyttämisestä edustaa tähden kirkkautta, kun opiskelija seisoo eri etäisyydellä tuulettimesta, näytti toimivan hyvin opiskelijoideni kanssa. Tämä on jonkin verran samanlainen kuin tuulettimen käyttö Kuun vaiheet -mallissa (kuten Kuun vaiheet -interaktiivisessa tilassa).

Opiskelijat vertailevat Aurinkomme ja Sirius-tähtemme näennäistä suuruutta ja absoluuttista suuruutta, joka on erittäin valoisa tähti, joka on 8,3 valovuoden päässä.

Tämän toiminnan tulisi olla valmis absoluuttisen ja näennäisen suuruuden käyttöönoton jälkeen tai sitä voidaan käyttää jopa näiden käsitteiden esittelyyn.

Sanasto:

  • tähti - suuri taivaankappale, joka koostuu kaasusta ja joka lähettää valoa
  • kirkkaus - kohteen, kuten tähden, todellinen kirkkaus
  • absoluuttinen suuruus - mittaa kuinka kirkas tähti olisi, jos se nähdään vakioetäisyydeltä
  • näennäinen suuruus - tähden kirkkaus maasta katsottuna

1. Tähtien numerot

Heikkoja tähtiä on paljon enemmän kuin kirkkaita tähtiä. Esimerkiksi on vain yksi tähti (muu kuin Aurinko), jonka visuaalinen suuruus on yhtä suuri tai pienempi kuin & miinus1,46. Tähtiä on kymmenen suuruusluokkaa 0,50 tai kirkkaampia. Tähtiä on sata, joiden voimakkuus on 2,59 tai kirkkaampi, ja tuhansia tähtiä, jotka ovat korkeintaan 4,60 (Bright Star -luettelon mukaan). Kutakin suuruusluokkaa kohti on noin kolme kertaa enemmän tähtiä, joiden suuruus on pienempi.

Seuraavassa taulukossa on luettelo tähtien lukumäärästä tiettyyn suuruuteen asti (vasemmalla) ja suuruuksille, joilla saavutetaan tietty määrä kirkkaampia tähtiä (oikealla). Luvut perustuvat kirkkaiden tähtien luetteloon, jonka suuruus on korkeintaan 5, ja suuremmille suuruuksille luvut ovat arvioita, jotka perustuvat Allenin "astrofyysisiin määriin". Numero, jonka takana on "k", lasketaan tuhansina ja luku, jonka takana on "M", miljoonina. Vasemmanpuoleisessa taulukossa on kolme saraketta. Esimerkiksi on 513 tähteä, joiden voimakkuus on enintään 4,00, ja 15,5 miljoonaa tähteä, joiden suuruus on jopa 14,0. Sata miljoona kirkkainta tähteä on noin 16,2.

Suuruus Kreivi
& miinus1,46 1
& miinus1 1
0 4
0.50 10
1 15
2 48
2.59 100
3 171
4 513
4.60 1000
5 1602
6 4,8 k
6.67 10 k
7 14 k
8 42 k
8.82 100 k
9 121 k
10 340 k
11 927 k
11.1 1 M
12 2,46 M
13 6,29 M
13.5 10 M
14 15,5 M
15 36,9 M
16 83,7 M
16.2 100 M
17 182 M
18 374 M
19 733 M
19.5 1000 M

Tässä on 3. asteen vähiten neliöt, jotka sopivat tähtien numeroihin:

missä (N ) on tähtien määrä, jonka suuruus on enintään (V ).


Tähdet ovat kirkkaampia kuin aurinko

Etäisyyden vuoksi tähden näennäinen suuruus voi olla 3. Kuvitteellisessa 10 parsekissa & # 8211 se voi muuttaa voimakkaasti kirkkauden arvoa. Se voi jopa päästä erittäin kirkkaisiin tähtiin. Kymmenen persaksin kohdalla se voi olla -7 hehku. Tähtien absoluuttinen koko voi olla välillä -11 - +17. Joidenkin galaksien kirkkaus uskomattoman kirkkaaksi -24. Voimme verrata joitain tähtiä 10 parsekin etäisyydellä. Kun kahta kuuluisaa Orion-tähdistön tähteä verrataan Aurinkoon, tapahtuu iso yllätys. Betelgeusen absoluuttinen suuruus olisi -5,6, Rigel -7,0 ja aurinko 4,83. Tämä tekisi Betelgeusesta ja Rigelistä kirkkaamman kuin Auringon. Kaksi kaunista tähteä taivaalla.

Liity Facebook-ryhmäämme: Opi tähtitiede ja astrofotografia & # 8230 TÄSTÄ


Artikkelissa on: "Vega-tähti on määritelty olemaan nolla tai ainakin lähellä. Nykyaikaiset instrumentit, kuten bolometrit ja radiometrit, antavat Vegalle kirkkauden noin 0,03. Kirkkaimman tähden, Sirius, suuruus on −1,46. Tai - 1,5 ".

Mutta "nollasta tai ainakin lähellä" ei ole tyydyttävä määritelmä. Sivu http://www.astunit.com/faq/uksciastrofaq.htm (luotettava) sisältää "Vakiotähdille osoitetut suuruudet ovat sellaiset, että ne ovat yhdenmukaisia ​​keskenään, ja kalibrointi perustuu suuruusluokan 1,0 tähteeseen, jonka energia 9,87 × 10 -9 W m -2 maapallon ilmakehän yläosassa ", mikä on melko tarkka määritelmä.

En ole löytänyt määritelmää "viralliselta" sivustolta. 82.163.24.100 (keskustelu) 13:22, 4. huhtikuuta 2010 (UTC)

Tämä käyttäjä on samaa mieltä 82.163.24.100: n esittämistä huolenaiheista. Lisäksi sanan "kirkkaus" käyttö on epäselvää tässä yhteydessä ja hämmentää huonoa käännöstä tieteellisistä termeistä maallikon termeihin. Tarkoittaako tämä kirkkautta? Maan päällä olevien tarkkailijoiden vastaanottama virtaus? Anna meille yksiköitä!

Jotkut hämmennystä siitä, että Vegaa on "lähellä" nollan suuruutta, voi johtua useiden suuruusasteikon määritelmien käytöstä tai suuruusasteikon historiallisesta kehityksestä. —Liittämä allekirjoittamaton kommentti on lisätty 128.111.23.221 (keskustelu) 20:49, 17 syyskuu 2010 (UTC)

Mutta mikä vielä tärkeämpää, mistä lähtien "energialla" on yksikköä W m -2? Luulisin, että se kyseenalaistaa lähteen.
96.255.159.197 (keskustelu) 02.55, 27. helmikuuta 2011 (UTC) mjd

Kutsu perusteet absoluuttisen suuruusasteikon muokkaukselle

Tämä artikkeli tarvitsee kipeästi tarkan määritelmän absoluuttisen suuruuden perusteella. "Lähellä Vegaa" määrittelemä nollan absoluuttinen suuruus on itse asiassa hieman naurettava perustana koko tieteenalalle. En voi uskoa, että fyysisiin SI-yksikköihin perustuvaa määritelmää ei ole olemassa. En tiedä tarpeeksi tähtitiedettä sen määrittelemiseksi, mutta tiedän tarpeeksi matematiikkaa tietäen, että sen on oltava olemassa, muuten koko mittakaava on merkityksetön. ArtKocsis (keskustelu) 04:23, 30. syyskuuta 2013 (UTC)

Minulle kävi vasta luodessani 'Näennäinen suuruus' -osion ja lukiessani asiat uudelleen palattuani artikkeliin, että ehkä tämä sulautuu paremmin sen alapuolelle. Sikäli kuin olen tietoinen, näennäiset suuruudet (kuten sanoin sitä) löytyvät yleensä viittaamalla Vegaan (määritelty nollasuuruudeksi, kuten kyseisessä osassa mainitaan). Vaikka keskustelu Absoluuttisen asteikon perusteella Vega-osiosta jatkoi, en halunnut yhdistää asioita vain menemällä eteenpäin ja työntämällä ne heti yhteen. - Edeltävä allekirjoittamaton kommentti, jonka on lisännyt Newty23125 (keskustelu • muokkaukset) 23:02, 26 helmikuuta 2011 (UTC)

Artikkelissa nykyinen lausunto tehdään:
100: n viidennen juuren käyttö on vaikeaa laskennoissa, koska se on irrationaalinen luku.
Irrationaalilukujen käyttäminen laskelmissa on vain vaikeaa, jos vaaditaan niiden käyttöä, kun sitä ei tarvita. Joten tässä tapauksessa tämä lausunto näyttää viittaavan siihen, että seuraava laskelma, jossa M tarkoittaa jonkin verran suuruutta, vaaditaan:

Missä 2.512. on 100: n irrationaalinen 5. juuri, kuten tekstissä on yksityiskohtaisesti kuvattu. Mutta on olemassa kaksi paljon edullisempaa muotoa, jotka eivät vaadi irrationaalisia lukuja lainkaan. Ensimmäinen on määritelmän ilmeisin muoto:

Toinen on hyödyllisempi ihmisille, jotka käyttävät käsilaskimia, jotka ovat rakentaneet 10 x -toimintoa:

Muutan tekstiä, jos sitä pidetään hyödyllisenä, mutta jätän sen alkuperäisen kirjoittajan tai jonkun muun kiinnostuneen lisätä, koska en pidä itseäni erityisen kokeneena Wikin kirjoittajana.
Kiitos!
96.255.159.197 (keskustelu) 01.10, 27. helmikuuta 2011 (UTC) mjd

Näyttää hyvältä minulle -- Newty 27. helmikuuta 2011, klo 12.40 (UTC)

Pyydän lainauksia antamaan maun aiheen historiallisesta kehityksestä, mutta mielestäni kokonaiset kohdat ovat hieman liiallisia. Ehkä se voidaan leikata vain tarvittaviin asioihin? - Newty 00.33, 21. joulukuuta 2011 (UTC)

Ehdottomasti ei! Tämä on ensimmäinen ja ainoa selitys tähtien suuruusjärjestelmän perustalle ja historialle, jonka olen koskaan nähnyt. Luin äskettäin kannesta kanteen kokonaisen korkeakoulutason tähtitieteen oppikirjan, eikä yhtäkään mainintaa edes järjestelmän perustasta eikä sen historiasta. Kaikki formulaatiot ja yhtälöt olivat suhteessa johonkin myyttiseen perustan absoluuttiseen kirkkauteen. Myöskään ei ollut selitystä sille, miksi suuruusluokkien vasta-intuitiivinen eteneminen kasvoi, kun näennäinen kirkkaus pieneni eikä edes sen alkaessa. Jäin arvaamaan, että koko järjestelmä keksittiin äskettäin eksponentiaalisena etenemisenä ja että tähtitieteilijät eivät halunneet käsitellä negatiivisia eksponentteja. Mikään kirjassa ei vihjannut kuinka väärässä olin. Se yksi täysi tarjous teki kaikesta järkevää. Itse asiassa koko artikkelin pitäisi laajentua juuri tähän osioon. On suuri karhut utelijoille pitää historia piilossa. ArtKocsis (keskustelu) 00:38, 30. syyskuuta 2013 (UTC)

Huomaa, että en ehdottanut Tausta-osan poistamista! Pelkästään se, että kenties tarjoama laaja lainaus voidaan tiivistää sen sijaan ytimekkäästi (ainakin tämä oli kommenttini takana). Minulle henkilökohtaisesti - vaikkakin mielenkiintoinen - nopea tai kaksi virkettä olisi minulle hyödyllisempi kuin koko kappaleen tutkiminen siellä. Ihmiset, jotka haluavat lukea lisää, voivat seurata lainausta ja lukea koko kirjeen kannesta kanteen, jos haluavat. :-) - Newty 22. helmikuuta 2014, klo 22.58 (UTC)

Lausunto "Niinpä vuonna 1856 Norman R. Pogson Oxfordista ehdotti, että vakiosuhde 2,512 ( noin sqrt [5] <100>) otettaisiin suuruusluokkien välillä, joten viisi suuruusaskelta vastasi tarkalleen 100: n kirkkauden kerrointa. " on epätosi ja itse ristiriitainen.

Määrittikö Pogson suhdeluvuksi 2,512 vai 100: n viidennen juuren?

Jos arvona 2,512, niin "tarkalleen kertoimeksi 100" on väärä ja sen pitäisi lukea "suunnilleen kerroin 100". Jos 100: n viidentenä juurena, tekstin tulee olla "noin 2,512" ja täsmälleen 100: n viidennenä juurella. ArtKocsis (keskustelu) 04:42, 30. syyskuuta 2013 (UTC)

Tämä osa lukee kuin orpo artikkelin aiemmasta versiosta. Siinä sanotaan "Esineen näennäinen suuruus, kirkkaus, kun se näkyy yön taivaalla. Esimerkiksi Alfa Centaurilla on suurempi näennäinen suuruus (ts. Pienempi arvo) kuin Betelgeuse, koska se on paljon lähempänä maapalloa. "

Puhuuko tähtitieteilijät todella tällä hämmentävällä tavalla? Se on ristiriidassa seuraavan osan viimeisen lauseen kielen kanssa: "Lisäksi monien mielestä on intuitiivista, että suuren suuruusluokan tähti on himmeämpi kuin matalan suuruusluokan tähti."

Varmasti on järkevämpää sanoa, että AC: llä on alempi näennäinen suuruus kuin B, ts. se näyttää kirkkaammalta, koska se on paljon lähempänä maata. Se auttaisi, jos näiden tähtien todelliset suuruudet mainitaan!

Ja näennäinen suuruus ei ole ollenkaan kohteen kirkkaus. Se on kirkkauden mitta ja melko omituinen siinä.

David Brightly 82.13.144.73 (keskustelu) 21:42, 16. helmikuuta 2015 (UTC)

Luettuani artikkelin viidennen kappaleen aloin epäillä sitä. Lähteitä ei ole annettu ja ne tulisi poistaa Wikipedian ohjeista. Suurin osa verkosta sanoo, että Manilius ei keksi suuruusluokkaa, ainoa artikkeli, jossa tämä annetaan, on tämä. Mutta tämä on vähemmistön näkemys, eikä sitä ole vielä osoitettu, joten meidän pitäisi sanoa Hipparchus keksijäksi. - AstroFizMat (keskustelu) 09:28, 1. helmikuuta 2021 (UTC)

Koska kukaan ei kommentoinut kysymystäni, pidän tätä korjauksen hyväksymisenä. - AstroFizMat (keskustelu) 21:46, 8. helmikuuta 2021 (UTC)


Yksinkertainen H-R-kaavio

Kun tiedät tähden kirkkauden ja lämpötilan (tai värin), voit piirtää tähden pisteeksi H-R-kaavioon. Piirrä kirkkaus y-akselille kirkkaampien tähtien kanssa kohti ylhäältä. Koska kirkkaampien tähtien suuruus on pienempi, jos päätät piirtää suuruuden y-akselille, arvot pienenevät noustessasi! Se on ok - muista vain, että tähden kirkkaus kasvaa.

Piirrä lämpötila x-akselille. Koska emme kuitenkaan tiedä tähden todellista lämpötilaa, sinun tulisi sen sijaan piirtää väri (joko perinteinen b-v tai SDSS: n g-r) x-akselille. Perinteisesti kuumemmat tähdet on sijoitettu kaavion vasemmalle puolelle ja viileämmät tähdet oikealle. Vaikka lämpötila laskee oikealle siirtyessä, b-v- ja g-r-arvot kasvavat. Joten sinun tulisi tehdä H-R-kaaviosi siten, että b-v tai g-r kasvavat oikealle.

Ensimmäinen H-R-kaavio, jota kannattaa kokeilla, on kaavio taivaan kirkkaimmista tähdistä. Alla olevassa taulukossa on taivaan 26 kirkkainta tähteä. Sen sijaan, että piirtäisivät niiden kirkkaudet (jotka ovat niin suuria, että niitä on vaikea visualisoida), piirrä tähtien absoluuttinen suuruus. Absoluuttinen suuruus määritellään suuruudeksi, joka tähdellä olisi, jos näet sen 10 parsekin (noin 32 valovuoden) etäisyydeltä. Suuremman kirkkauden tähdet sietävät enemmän valoa, joten ne ovat kirkkaampia - niillä on pienempi näennäinen voimakkuus. Pienemmän valovoiman tähdet sietävät vähemmän valoa, joten ne ovat himmeämpiä - niiden absoluuttinen suuruus on suurempi.

Alla olevassa taulukossa on 26 kirkkainta tähteä, joissa ilmoitetaan niiden nimet, näennäiset suuruudet, absoluuttiset suuruudet ja b-v-värit.


Sisällys

Tähti- ja galaktisessa tähtitieteessä standardietäisyys on 10 parsekkiä (noin 32,616 valovuotta, 308,57 petametriä tai 308,57 biljoonaa kilometriä). Kymmenen parsekin tähden paralallax on 0,1 tuumaa (100 milliarcsekuntia). Galaksit (ja muut laajennetut esineet) ovat paljon suurempia kuin 10 parsekkiä, niiden valo säteilee laajennetun taivaankappaleen päällä, eikä niiden kokonaiskirkkautta voida suoraan havaita suhteellisen lyhyiltä etäisyyksiltä, ​​mutta käytetään samaa käytäntöä. Galaksin suuruus määritetään mittaamalla koko objektin säteilevä valo, käsittelemällä kyseistä integroitua kirkkautta yksittäisen pistemäisen tai tähtimäisen lähteen kirkkaudella ja laskemalla kyseisen pistemäisen lähteen suuruus sellaisena kuin se näyttäisi, jos havaittu normaalilla 10 parsekin etäisyydellä. Näin ollen minkä tahansa kohteen absoluuttinen suuruus on yhtä suuri sen näennäinen suuruus olisi jos se olisi 10 parsekin päässä.

Absoluuttisen suuruuden mittaus tehdään instrumentilla, jota kutsutaan bolometriksi. Absoluuttista suuruutta käytettäessä on määriteltävä mitattavan sähkömagneettisen säteilyn tyyppi. Kun viitataan kokonaisenergiantuotantoon, oikea termi on bolometrinen suuruus. Bolometrinen suuruus lasketaan yleensä visuaalisesta suuruudesta plus bolometrisestä korjauksesta, Mbol = MV + EKr. Tätä korjausta tarvitaan, koska erittäin kuumat tähdet säteilevät enimmäkseen ultraviolettisäteilyä, kun taas hyvin viileät tähdet säteilevät enimmäkseen infrapunasäteilyä (katso Planckin laki).

Joillakin paljaalla silmällä näkyvillä tähdillä on niin alhainen absoluuttinen voimakkuus, että ne näyttävät riittävän kirkkailta päästäkseen planeettojen yli ja heittäen varjoja, jos ne olisivat 10 parsekissa maasta. Esimerkkejä ovat Rigel (−7.0), Deneb (−7.2), Naos (−6.0) ja Betelgeuse (−5.6). Vertailun vuoksi Siriuksen absoluuttinen suuruus on vain 1,4, joka on edelleen kirkkaampi kuin Aurinko, jonka absoluuttinen visuaalinen suuruus on 4,83. Auringon absoluuttinen bolometrinen suuruus asetetaan mielivaltaisesti, yleensä 4,75. & # 914 & # 93 & # 915 & # 93 Tähtien absoluuttiset suuruudet vaihtelevat yleensä välillä −10 - +17. Galaksien absoluuttiset suuruudet voivat olla paljon pienempiä (kirkkaampia). Esimerkiksi jättiläisen elliptisen galaksin M87 absoluuttinen suuruus on −22 (ts. Yhtä kirkas kuin noin 60 000 suuruusluokan −10 tähteä). Jotkut aktiiviset galaktiset ytimet (kvasaarit, kuten CTA-102) voivat saavuttaa absoluuttisen suuruuden, joka ylittää −32, mikä tekee niistä havaittavan maailmankaikkeuden valaisevimmat kohteet.

Näkyvä suuruus

Kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparchus perusti numeerisen asteikon kuvaamaan jokaisen taivaalla esiintyvän tähden kirkkautta. Taivaan kirkkaimmille tähdille annettiin näennäinen suuruus m = 1, ja himmeimmät paljaalla silmällä näkyvät tähdet on osoitettu m = 6. & # 916 & # 93 Ero niiden välillä vastaa kerrointa 100 kirkkaudessa. Auringon välittömässä läheisyydessä oleville esineille absoluuttinen suuruus M ja näennäinen suuruus m mistä tahansa etäisyydestä d (parsekeina, 1 kpl = 3,2616 valovuotta) ovat yhteydessä

missä F on etäisyydeltä d mitattu säteilyvirta (parsekkeinä), F10 säteilyvirta mitattuna etäisyydeltä 10 kpl. Yhteisen logaritmin avulla yhtälö voidaan kirjoittaa muodossa

[matematiikka] displaystyle (d_ teksti) +5 = m - 5 vasen ( log_ <10> d_ teksti-1 oikea),> [/ math]

missä oletetaan, että sammuminen kaasusta ja pölystä on vähäistä. Linnunradan galaksin tyypilliset sammumisnopeudet ovat 1-2 magnitudia kiloparsekkia kohti, kun otetaan huomioon tummat pilvet. & # 917 & # 93

Hyvin suurten etäisyyksien (Linnunradan ulkopuolella) kohteiden kirkkausetäisyys dL (etäisyys määritetään kirkkausmittauksilla) on käytettävä d: n sijasta, koska euklidinen approksimaatio on virheellinen kaukaisille kohteille. Sen sijaan on otettava huomioon yleinen suhteellisuusteoria. Lisäksi kosmologinen punasiirtymä vaikeuttaa absoluuttisen ja näennäisen suuruuden välistä suhdetta, koska havaittu säteily siirtyi spektrin punaiselle alueelle. Hyvin kaukana olevien kohteiden ja paikallisten kohteiden suuruuksien vertailemiseksi, kaukokohteiden suuruuksiin voidaan joutua soveltamaan K-korjausta.

Absoluuttinen suuruus M voidaan kirjoittaa myös näennäisen suuruuden m ja tähtien parallaksin p avulla:

tai käyttämällä näennäistä suuruutta m ja etäisyysmoduulia μ:

Esimerkkejä

Rigelillä on visuaalinen suuruus mV 0,12 ja etäisyys noin 860 valovuotta:

[math] displaystyle = 0,12 - 5 vasen ( log_ <10> frac <860> <3,21616> - 1 oikea) = -7,0. > [/ matematiikka]

Vegan parallaksi p on 0,129 ″ ja näennäinen suuruus mV 0,03:

[math] displaystyle = 0,03 + 5 vasen ( log_ <10> <0,129> + 1 oikea) = +0,6. > [/ matematiikka]

Mustan silmän galaksilla on visuaalinen suuruus mV 9,36 ja etäisyysmoduuli μ 31,06:

[math] displaystyle = 9,36 - 31,06 = -21,7. > [/ matematiikka]

Bolometrinen suuruus

Bolometrinen suuruus Mbol , otetaan huomioon sähkömagneettinen säteily kaikilla aallonpituuksilla. Se sisältää ne, joita ei havaita instrumentaalisen kaistan, maapallon ilmakehän imeytymisen ja tähtienvälisen pölyn aiheuttaman sammumisen vuoksi. Se määritetään tähtien kirkkauden perusteella. Jos tähtiä on vähän havaintoja, se on laskettava olettaen tehollinen lämpötila.

Klassisesti ero bolometrisen suuruuden suhteen liittyy valosuhteeseen: & # 916 & # 93 mukaan

L on Auringon kirkkaus (bolometrinen kirkkaus) L on tähden kirkkaus (bolometrinen kirkkaus) Mbol, ⊙ on Auringon bolometrinen suuruus Mbol, ★ on tähden bolometrinen suuruus.

Elokuussa 2015 Kansainvälinen astronominen unioni hyväksyi päätöslauselman B2 & # 918 & # 93, jossa määritettiin absoluuttisen ja näennäisen bolometrisen suuruusasteikon nollapisteet SI-yksiköissä teholle (watti) ja säteilylle (W / m 2). Vaikka tähtitieteilijät olivat käyttäneet bolometrisiä suuruuksia monien vuosikymmenien ajan, erilaisissa tähtitieteellisissä viitteissä esitetyissä absoluuttisissa suuruus-valovoima-asteikoissa oli ollut järjestelmällisiä eroja eikä kansainvälistä standardointia. Tämä johti systemaattisiin eroihin bolometristen korjausten asteikoissa. & # 919 & # 93 Yhdistettynä virheellisiin oletettuihin absoluuttisiin bolometrisiin voimakkuuksiin auringossa voi johtaa systemaattisiin virheisiin arvioituissa tähtien kirkkauksissa (ja tähtien kirkkauteen, kuten säteisiin, ikiin jne.) Perustuvissa lasketuissa tähtien ominaisuuksissa.

Resoluutio B2 määrittelee absoluuttisen bolometrisen suuruusasteikon missä Mbol = 0 vastaa kirkkautta L0 = 3,0128 × 10 28 & # 160W, nollapisteen kirkkaus L0 asetettu siten, että aurinko (nimellisvalovoimalla 3,828 × 10 26 & # 160W) vastaa absoluuttista bolometristä suuruutta Mbol, ⊙ = 4,74. Säteilylähteen (esim. Tähti) sijoittaminen 10 parsekin vakioetäisyydelle seuraa, että näennäisen bolometrisen suuruusasteikon nollapiste mbol = 0 vastaa säteilyä f0 = 2 518 021002 × 10 −8 & # 160W / m 2. IAU 2015 -asteikon mukaan nimellinen kokonaissäteilysäteily ("aurinkovakio"), joka on mitattu yhdellä tähtitieteellisellä yksiköllä (1361 & # 160W / m 2), vastaa Auringon mbol, ⊙ = −26.832. Η]

Resoluution B2 jälkeen tähden absoluuttisen bolometrisen suuruuden ja sen kirkkauden välinen suhde ei ole enää suoraan sidottu auringon (muuttuvaan) kirkkauteen:

[math] displaystyle = -2,5 log_ <10> frac noin -2,5 log_ <10> L_ tähti + 71,197425> [/ matematiikka]

L on tähden kirkkaus (bolometrinen kirkkaus) watteina L0 on nollapisteen kirkkaus 3,0128 × 10 28 & # 160W Mbol on tähden bolometrinen suuruus

Uusi IAU: n absoluuttinen suuruusasteikko katkaisee asteikon pysyvästi muuttuvasta auringosta. Kuitenkin tällä SI-tehoasteikolla nimellinen aurinkovoimakkuus vastaa läheisesti Mbol = 4,74, arvo, jonka tähtitieteilijät hyväksyivät yleisesti ennen vuoden 2015 IAU: n päätöslauselmaa. & # 919 & # 93

Tähden kirkkaus watteina voidaan laskea sen absoluuttisen bolometrisen suuruuden funktiona Mbol kuten:

käyttämällä aiemmin määriteltyjä muuttujia.


Absoluuttinen suuruus

Kirkas tähti näyttää myös tummalta, kun se on kaukana. Siksi et voi verrata tähtien lähettämää energiaa näennäisellä suuruudella. Tähden lähettämän energian vertaamiseksi sinun on tiedettävä kirkkaus, kun olet samalla etäisyydellä.
Absoluuttinen suuruus on kirkkaus, kun maapallon etäisyys tähtiin on 10 kpl (parsek).
Esimerkiksi aurinko näyttää erittäin kirkkaalta, sen näennäinen voimakkuus on -26,8. Mutta absoluuttinen suuruus on 4,8.


Sisällys

Aurinko on kirkkain tähti maapallolta katsottuna. Kirkkaimpien tähtien näennäistä visuaalista suuruutta voidaan verrata myös aurinkokuntamme muihin kuin tähtikohteisiin. Tässä toisen kirkkaimman tähden, Siriusin (−1,46) yläpuolella näkyvät enimmäisnäkymät ovat seuraavat. Ilman aurinkoa kirkkaimmat kohteet ovat Kuu (−12,7), Venus (−4,89), Jupiter (−2,94), Mars (−2,91), Elohopea (−2,45) ja Saturnus (−0,49).

Tähtien visuaalisen kirkkauden tarkkaa järjestystä ei ole määritelty täydellisesti neljästä syystä:

  • Tähtien kirkkaus perustuu perinteisesti näennäiseen visuaaliseen suuruuteen, jonka ihmissilmä havaitsee, kirkkaimmista 1. suuruusluokan tähteistä heikoimpiin kuudennella voimakkuudella. Koska optinen teleskooppi keksittiin ja binääritähdet ja useat tähtijärjestelmät dokumentoitiin, tähtien kirkkaus voidaan ilmaista joko yksilö (erillinen) tai kaikki yhteensä (yhdistetty) suuruus. Taulukko on järjestetty kaikkien paljain silmin olevien komponenttien yhdistetyn suuruuden mukaan, ikään kuin ne olisivat yksittäisiä tähtiä. Tällaiset useat tähtijärjestelmät on merkitty sulkeilla, jotka osoittavat komponenttitähtien yksittäiset suuruudet riittävän kirkkaina antamaan havaittavan panoksen. Esimerkiksi kaksoistähden Alpha Centaurin kokonais- tai yhdistetty suuruus on −0,27, kun taas sen kahden komponentin tähtien suuruus on +0,01 ja +1,33. [2]
  • Uusi tai tarkempi fotometria, vakiosuodattimet tai erilaisten menetelmien käyttäminen vakiotähtiä käyttämällä voi mitata tähtien suuruutta hieman eri tavalla. Tämä voi muuttaa kirkkaiden tähtien luetteloiden ilmeistä järjestystä. Taulukossa esitetään mitatut V-suuruudet, joissa käytetään erityistä suodatinta, joka lähellä ihmisen näköä. Eri aallonpituuksiin perustuvia muun tyyppisiä suuruusjärjestelmiä on kuitenkin olemassa, jotkut kaukana näkyvien valon aallonpituuksien jakautumisesta, ja nämä näennäiset suuruudet vaihtelevat dramaattisesti eri järjestelmissä. [3] Esimerkiksi Betelgeusen näennäinen K-kaistan (infrapuna) suuruus on −4,05. [4]
  • Jotkut tähdet, kuten Betelgeuse ja Antares, ovat vaihtelevia tähtiä, jotka muuttavat suuruuttaan päivinä, kuukausina tai vuosina. Taulukossa vaihtelualue on merkitty var. Muuttuville tähdille ilmoitetut yhden suuruusarvot tulevat useista lähteistä. Suuruudet ilmaistaan ​​taulukossa, kun tähdet ovat joko suurimmalla kirkkaudella, joka toistetaan jokaiselle syklille, esimerkiksi pimenevälle binääriselle Algolille tai, jos vaihtelut ovat pieniä, yksinkertaisena keskimääräisenä suuruutena. Kaikille punaisille muuttuville tähdille yksittäisen maksimikirkkauden kuvaaminen on usein vaikeaa, koska jokainen sykli tuottaa erilaisen maksimikirkkauden, jonka uskotaan johtuvan huonosti ymmärretyistä sykkeistä tähtien evoluutioprosesseissa. Tällainen lainattu tähtien kirkkaus perustuu joskus keskimääräinen suurin näennäinen suuruus[5] useiden havaittujen valokäyräsyklien arvioiduista maksimiarvoista, jotka toisinaan ulottuvat vuosisatojen ajan. Kirjallisuudessa usein siteeratut tulokset eivät välttämättä ole suoraviivaisia ​​ja voivat poiketa toissijaisen arvon ilmaisemisesta yksittäiselle maksimikirkkaudelle tai arvoalueena.
  • Valittu määrä tähtiä, joiden uskotaan olevan kiinteästi kirkkaasti kiinteitä, käytetään vakiotähteinä. [mikä?] Nämä vakiotähdet ovat määrittäneet huolellisesti suuruudet, joita on analysoitu monien vuosien ajan, ja niitä käytetään usein muiden tähtien suuruuksien tai niiden tähtiparametrien määrittämiseen suhteellisen yhdenmukaisilla asteikoilla. [6]

Tässä luettelossa mainitut suuruuslähteet ovat linkitetyt Wikipedia-artikkelit - tämä peruslista on luettelo Wikipedian itse dokumentoimista tiedoista. Viitteet löytyvät yksittäisistä artikkeleista.


Alpha Orionis (Betelgeuse)

Huomaa: Tätä sivua muokattiin muokkaamaan vertailutähtien Procyon (0,5 - 0,4 V) ja Aldebaran (1,1 - 0,9 V) suuruuksia ja lisäämään linkki AAVSO: n 10 tähden opetusohjelman kautta saatavaan kaavioon. - Elizabeth O.Waagen, 6. tammikuuta 2020

Betelgeusen ilmapiiri - Alpha Orionis
Hubble-avaruusteleskooppi - heikko objektikamera
15. tammikuuta 1996 A.Dupree (CfA), NASA, ESA

Kaupungin tai maan taivaalta, melkein mistä päin maailmaa tahansa, Orionin majesteettinen hahmo hallitsee yläpuolella tänä vuodenaikana vyöään, miekkaa ja mailaa. Korkealla vasemmassa olkapäässä (meille pohjoisella pallonpuoliskolla) on suuri punainen sykkivä superjätti Betelgeuse (Alpha Orionis 0549 + 07). Äskettäin saanut mainetta siitä, että hän on ensimmäinen tähti, jonka ilmakehää on suoraan kuvattu (esitetty yllä), Alpha Orionis on kiehtonut tarkkailijoiden huomiota vuosisatojen ajan.

Betelgeusen vaihtelevuus huomasi ensimmäisen kerran Sir John Herschel vuonna 1836. Hänen kirjassaan Tähtitieteen pääpiirteet, julkaistiin vuonna 1849, Herschel kirjoitti "Alfa Orioniksen muunnelmat, jotka olivat silmiinpistävimpiä ja yksiselitteisimpiä vuosina 1836-1840, kuluneiden vuosien aikana muuttuivat huomattavasti vähemmän näkyviksi". Vuonna 1849 vaihtelut alkoivat jälleen kasvaa amplitudissaan ja Herschel ajatteli joulukuun 1852 olevan "todella pohjoisen pallonpuoliskon suurin [kirkkain] tähti". Todellisuudessa, kun Betelgeuse nousee maksimissaan joskus arvoon 0,4, kun siitä tulee kovaa kilpailijaa Rigelille vuosina 1839 ja 1852, jotkut tarkkailijat ajattelivat sen olevan lähes yhtä suuri kuin Capella. AAVSO: n tarkkailijoiden havainnot osoittavat, että Betelgeuse saavutti todennäköisesti arvon 0,2 vuonna 1933 ja uudelleen vuonna 1942.

Kanariansaarten La Palman saarelta tämä kuva näyttää selvästi Orionin, jossa Betelgeuse on vasemmassa yläkulmassa.
Luotto: A. Vannini, G. Li Causi, A. Ricciardi, A. Garatti

Pienimmällä kirkkaudella, kuten vuosina 1927 ja 1941, suuruus voi pudota alle 1,2. Betelgeuse on puolisäännöllinen sykkivä punainen superjätti. Sen uskotaan olevan ainakin Marsin kiertoradan koko ja suurimmalla halkaisijaltaan mahdollisesti yhtä suuri kuin Jupiterin kiertorata. Tähti on yksi suurimmista tunnetuista spektroskooppisista tutkimuksista, jotka osoittavat, että tähden halkaisija voi vaihdella noin 60% koko jakson ajan, mikä on huomattavasti suurempi kuin maapallon kiertoradan säde!

Betelgeuse ei ole vain luokkansa suurimpien, mutta myös yksi kirkkaimmista tähdistä. Noin 425 valovuoden etäisyydellä se on pohjoisen pallonpuoliskon seitsemänneksi kirkkain tähti. Sen halkaisija on Euroopan avaruusjärjestön satelliitin HIPPARCOSin äskettäin ilmoittamien uusien etäisyyksien perusteella noin 1500 kertaa Auringon halkaisija (Press Release, 1996). Betelgeusen valovoima on enintään noin 14000 aurinkoa ja vähintään 7600 aurinkoa. Betelgeusen absoluuttinen huippuarvo on noin -5,6. Pintalämpötila on tyypillisen M-tyypin punaisen jättiläisen lämpötila, noin 3100 Kelvin-astetta. Vain noin 13% säteilevästä energiasta lähtee näkyvän valon muodossa, joten jos silmämme olisivat herkkiä säteilylle kaikilla aallonpituuksilla, Betelgeuse näyttäisi kirkkaimmana tähtinä taivaalla. (Burnham, 1966).

Betelgeusen olkalaukkujen ulkoreuna ulottuu reilun biljoonan kilometrin päähän tähdestä - joten tähtivalolla kestää hyvät kaksi kuukautta paeta kaasukuoresta. Tämän suuren maapallon ulommilla alueilla tiheys on erittäin pieni. Volyymiltään Betelgeuse ylittää Auringon ainakin 160 miljoonalla kertoimella. Tähden todellinen massa on kuitenkin luultavasti enintään noin 20 aurinkomassaa, mikä tarkoittaa, että keskimääräisen tiheyden on oltava alueella Auringon tiheys .00000002 - .00000009. Tällaisen tähtimateriaalin tiheys on alle yksi kymmenes tuhannesosa tavallisen ilman tiheydestä. Tällaisen niukan tähden tähtiä on usein kutsuttu "punakuumaksi tyhjiöksi" (Burnham, 1966).

Valot, kamera, toiminta. . . Betelgeuse astuu näyttämölle!

Vuosisadan vaihteesta lähtien Betelgeusella on ollut keskeinen rooli tähtitutkimuksessa, havainnointikokeissa ja valokuvauskuvassa sen valtavan koon ja kirkkauden ansiosta.

Michelsonin säteen interferometri mittaa Betelgeusen (1920) halkaisijan


Albert A. Michelsonista tuli ensimmäinen amerikkalainen, joka sai Nobelin fysiikkapalkinnon vuonna 1907.
Vuonna 1920 Betelgeusesta tuli ensimmäinen tähti, jonka halkaisija mitattiin Albert A. Michelsonin keksimällä säteen interferometrillä. Tätä instrumenttia testattiin ensimmäisen kerran 100-tuumaisella teleskoopilla Wilsonissa 13. joulukuuta 1920. Betelgeuse valittiin ensimmäiseksi testiobjektiksi, koska teoreettisten laskelmien mukaan tähti oli epätavallisen suuri. Koe oli menestys ja Betelgeusen näennäisen kulmakoon havaittiin olevan keskimäärin noin 0,44 kaarisekuntia.

On tärkeää muistaa, että suoria interferometrimittauksia voidaan käyttää vain suurten tähtien kanssa. Suurin osa tähdistä luottaa epäsuorampiin menetelmiin tähtikokojen määrittämisessä. Tällä hetkellä hienostuneet interferometrit edistävät tähtitieteen kehitystä. Nämä instrumentit, jotka käyttävät laajasti sijoitettujen kaukoputkien ryhmää, joiden erilliset havainnot yhdistetään yhdeksi kuvaksi, parantavat tähtipintojen rakenteiden erottuvuutta. Keck-interferometri, IOTA (infrapuna-optinen teleskooppimatriisi) ja CHARA (korkean kulman resoluution tähtitieteen keskus) ovat vain useita esimerkkejä nykyään käytössä olevista interferometreistä.

Speckle-interferometria paljastaa Betelgeusen (1975) kirkkauden vaihtelut

Tältä tähti näyttää todella maan pinnalta. Ilmakehän turbulenssin vuoksi tähdet näyttävät "kimaltavan". Napsauta yllä olevaa Betelgeuse-kuvaa nähdäksesi, kuinka tuuli ja ilma vaikuttavat näkymään (kymmenen kertaa hitaampaa kuin todellinen nopeus).
Luotto: Applied Optics Group (Imperial College), Herschel 4,2 m: n kaukoputki

Betelgeuse is one of the few stars in the sky whose actual disc is theoretically within range of detection by large reflectors the apparent angular diameter is about .05 arcseconds whereas the theoretical resolving power of a 200-inch reflector is about .02 arcseconds. Owing to the incurable unsteadiness of the Earth's atmosphere, however, the performance of large ground-based reflectors never reaches the theoretical limit. On the other hand, through a combination of special photographic techniques and computer-enhancement of images, some actual detail on the disc of Betelgeuse has been made visible for the first time, at the Kitt Peak Natioanl Observatory, in 1975. Using the 158-inch Mayall reflector with an image-intensifier, astronomers obtained photographs which were reduced to magnetic data and fed into the Interactive Picture Processing System (IPPS) which can be adjusted to enhance any feature present in the images. After taking hundreds of short exposures that "froze" atmospheric distortion, astronomers reconstructed a single sharp image of Betelgeuse from them. This technique, called speckle interferometry, revealed brightness variations on the disk of this supergiant star. The mottling of the disc and the large dusky areas revealed by this method are evidently true features on the star they represent areas of different temperature and light intensity, comparable to the bright flares and dark spots seen on our own Sun.

Speckle Interferometry reveals dust and companions around Betelgeuse (1985)

Reconstructed from interference patterns this false-color image of Betelgeuse reveals a "hot spot" that could correspond to a huge column of upwelling gas.
Image courtesy David Busher and the William Herschel Telescope.

Francois and Claude Roddier constructed an image of Alpha Orionis and found indications of dust close to the red supergiant star. Their data were gathered in 1980 with an interferometer and the Canada-France-Hawaii Telescope. To explain Betelgeuse's lopsided appearance, they favor the idea that a large fraction of the recorded light comes from an irregular dust envelope close to the stellar disk. Details concerning their work are reported in Astrophysical Journal Letters for August 1, 1985.

However, dust is not the only thing surrounding Betelgeuse. Margarita Karovska, an associate of the Roddiers' now based at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, announced in 1985 that the famous red supergiant has two close companions. Her results are based on speckle interferometry work done in the early 1980s at Kitt Peak, Arizona, and Cerro Tololo, Chile. It revealed that the inner of the two stars orbits Betelgeuse every two years or so at a mean distance of about 5 astronomical units and little is known about the outer companion except that it lies some 40 or 50 astronomical units from Betelgeuse (December, 1985, Sky and Telescope).

Hubble Space Telescope Captures First Direct Image of a Star (1995)

The first direct picture of the surface of a star other than the Sun, was made in 1995 with the Faint Object Camera on the Hubble Space Telescope of our now famous supergiant Betelgeuse. The Hubble image reveals a huge ultraviolet atmosphere with a mysterious hot spot on the stellar behemoth's surface. The enormous bright spot, more than ten times the diameter of Earth, is at least 2,000 Kelvin degrees hotter than the surface of the star.

Atmosphere of Betelgeuse directly imaged in ultraviolet light with the Faint Object Camera on March 3, 1995.
Courtesy A. Dupree, R. Gilliland, and NASA.

The image suggests that a totally new physical phenomenon may be affecting the atmospheres of some stars. Follow-up observations will be needed to help astronomers understand whether the spot is linked to oscillations previously detected in the giant star, or whether it moves systematically across the star's surface under the grip of powerful magnetic fields.

The observations were made by Andrea Dupree of the Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, MA, and Ronald Gilliland of the Space Telescope Science Institute in Baltimore, MD, who announced their discovery at the 187th meeting of the American Astronomical Society in San Antonio, Texas.

The Semiregular Supergiant

The light variations of Betelgeuse are not completely understood, however since the star has been studied extensively, there are theories that describe the observed phenomena. Astronomers think the outer layers of the star expand slowly for several years and then shrink again, so the surface area alternately increases and decreases, and the temperature rises and falls, making the star brighten and dim. Red supergiants pulsate this way because their atmospheres are not quite stable. When the star is smallest, the atmosphere absorbs a bit too much of the energy passing through it, so the atmosphere heats and expands. As it expands, it becomes thinner. Energy then passes through the outer layers more easily so the gases cool, and the star shrinks again.

A Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Press Release announcing the first direct image of a star (Betelgeuse), suggests that this event holds new implications for stellar research. Researchers said that this new picture of Betelgeuse suggests that a totally new physical phenomenon may be affecting the atmospheres of some stars. "What we see on Betelgeuse is completely different from what occurs on the surface of the Sun," said Dupree, a senior scientist at the CfA. "Instead of lots of little sunspots, we find an enormous bright area more than 2,000 K degrees hotter than the surrounding surface of the star." Until follow-up observations of Betelgeuse are completed, however, astronomers won't know the mystery spot's true nature--or how it formed.

Dupree explains that the spot might change position over time. Dupree and colleagues using the International Ultraviolet Explorer found a 420-day period, during which the star oscillates, or "rings" like a bell. The oscillations, thought to be caused by turbulence below the surface of the star, might cause changes in the bright spot. Future oscillations might spur other bright spots on different regions of the star's surface, causing it to wink on and off like blinking lights on a Christmas tree, said Dupree. Alternatively, the spot might move systematically across the star's surface, which would imply that the star has magnetic fields strong enough to hold the bright spot's hot gas in position. Either scenario would lead astronomers to re-think completely current ideas of how stars evolve. "We hope this work will also pave the way for a generation of space interferometers," said Dupree. Such instruments would greatly improve the resolution of structures on stellar surfaces.

The Class of Semiregulars

Betelgeuse is classified as a semiregular variable type SRc. The distinctions between Mira stars, Semiregulars, Irregulars, and RV Tauri stars is a bit foggy and are usually discussed together due to their similarities. Since Betelgeuse is classified as a semiregular variable our discussion will focus on these types of stars. Semiregular variables are post main sequence cool (red) giant and supergiant stars. There are four groups of semiregular variables (SRa, b, c, and d). The descriptions of these classes follow:

SRa — These stars have periods longer than 35 days, V amplitudes less than 2.5 magnitudes, and regular variability. They are similar to Mira stars in their periodicity but are distinguished by their smaller amplitude. A typical member of this subgroup is the star Z Aqr.

SRb — These are also small amplitude stars but with less regularity in their light variations than the SRa stars. The SRb stars have periods longer than 20 days and V amplitudes less than 2.5 magnitudes. Although the form of a period is evident, it becomes inoperative from time to time. An example of an SRb star is Z UMa.

SRc — These are the Supergiants which are extremely luminous stars. They have low amplitudes and occasional standstills. Betelgeuse is classsified as an SRc type variable.

SRd — Yellow giants and supergiants of spectral classes F-K: not a very homogneous group. They are much hotter than the other semiregulars and show irregularities at times.

Observer's Challenge

Orion Star Colors
Credit & Copyright: David Malin

Temperature determines a star's color which is dramatically illustrated above in the star trails from Orion.

Betelgeuse is a difficult star to observe due to its redness, lack of well-placed (i.e. close) comparison stars, and small amplitude. It is also best to compare a red star with another red star at about the same altitude. Although a challenge to observe, it is encouraging that Betelgeuse is so bright and easy to find. Observers could create an observing program in which you observe Alpha Ori in the coming months once every week. Try not to compare your observations with those in our WebObs search or Light Curve Generator to avoid bias in your estimate and see if you can really detect the light variability in this supergiant. Photoelectric photometry observers are especially encouraged to observe this star of small amplitude. In fact, Betelgeuse has been in the AAVSO Photoelectric Observing Program since the early 1980s. John Percy, an active AAVSO member, suggests a good Alpha Ori observing program in this email to the AAVSO Discussion forum. When observing for the AAVSO, please use magnitude 0.4 for Procyon (alpha CMi) and a magnitude of 0.9 for Aldebaran (alpha Tauri). An AAVSO a-scale chart is also available. [most practical chart is from the AAVSO 10-Star Tutorial . Next year, with the first sight of Orion in your sky, be sure to observe Betelgeuse again. Send in your observations to the AAVSO to be incorporated into our International Database. For more help on how to observe variable stars visit our Observers' page, or contact the AAVSO.

Betelgeuse, Betelgeuse, Betelgeuse

The name "Betelgeuse" is a corrupt derivative of the original Arab nomenclature due to repeated transcriptions and transliterations over many centuries. According to George A. Davis (S&T April 1995, 237) most people agree that the last syllable of the name comes from the Arabic noun al-Jawza'. The "original" meaning of this word designates a black sheep with a white spot in the center of its body, however scholars have interpreted the meaning to come from a similar Arabic word, jauz, which means "the center of anything" or "the central one". Davis believes that the true origin of the name is Yad al-Jawza', "the forefoot of the white-belted sheep," one diacritical point missing under the ya in Yad resulting in the transliterated syllable bad tai bed. The change of a d to a t needs no explanation, and so evolved the current name, "Betelgeuse".

On an interesting cinematical side note, this "letter to the editor" by Michael McDowell from Los Angeles, California, appeared in the April 1989 issue of Sky and Telescope magazine. Betelgeuse: The Movie

I'd like to assure all Sky and Telescope readers that the film Kovakuoriainen, currently in videocassette release from Warner Bros., Inc., does indeed take its title from the red-giant star in Orion. In fact, where the name appears in writing in the film it is rendered in its official form rather than its phonetic one. I should know— I wrote the original script!

During the four years I spent with the project in Hollywood, I was repeatedly pleased — and somewhat astonished — by people who responded to the title Kovakuoriainen with the question, "Oh, you mean like the star?" Somebody even suggested that the sequel be named Sanduleak -69 202 after the precursor to Supernova 1987A.

We hope you enjoy this beautiful star for the next couple of months. Try not to confuse it with any red blinking noses that may be in the area. ) Happy Holidays everyone!!

For More Information

  • Burnham, Robert Jr. Burnham's Celestial Handbook, v.2, Dover Publications, New York, p.1280-1299, 1966.
  • Davis, G.A. "The Meaning of Betelgeuse", Sky and Telescope, p.237, April, 1955.
  • Gilliland, R. Dupree, A.K. "First Image of the Surface of a Star with the Hubble Space Telescope", Astrophysical Journal Letters, v. 463, p. L29, 1996.
  • Goldberg, Leo "The Variability of Alpha Orionis", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 96, 366-371, May 1984.
  • Goldberg, Leo "Activity on Betelgeuse", Elohopea, p.82, May-June, 1984.
  • Hoffmeister, C. Richter, G. Wenzel, W. Variable Stars, Springer-Verlag, Berlin, pp.68-69, 1985.
  • Levy, D. Jedicke, P. "Betelgeuse", Tähtitiede, p.7-13, April, 1987.
  • Letters to the Editor, "Betelgeuse: The Movie", Sky and Telescope, p.349, 77, no.4, April, 1989.
  • News Notes, "Betelgeuse: Dust and Companions", Sky and Telescope, p.547, December, 1985.
  • Newswire, "Spotting Betelgeuse's Spots with Hubble", Sky and Telescope, p.11, April, 1996.
  • Press Release, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, "Astronomers Capture First Direct Image of a Star", 1996.
  • Press Release, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, HST Observations of the Pulsating Star Betelgeuse", 1997.
  • Star Gazer by Jack Horkheimer, "A Great Big Red Star For Valentine's Day, Slowly Beating Like A Giant Cosmic Heart"
  • A Brief History of Stellar Interferometry

This month's Variable Star of the Month was prepared by Kate Davis, AAVSO Technical Assistant, Web.


Katso video: Õpime numbreid (Lokakuu 2021).